I Raggi Cosmici di Alta Energia I Raggi Cosmici di Alta Energia

56 Pages·2009·5.97 MB·Italian

II RRaaggggii CCoossmmiiccii
ddii AAllttaa EEnneerrggiiaa
GG..BBaattttiissttoonnii
IINNFFNN SSeezziioonnee ddii MMiillaannoo
LLee oorriiggiinnii……
Cenni storici:
~fine '800 inizio '900 nell'ambito degli studi sulla ionizzazione e
conduzione elettrica nei gas
1896: Bequerel → scoperta della radioattivita' naturale. Uso degli
elettroscopi
Perche' attivi anche lontano dalle sorgenti?
Rutherford: ionizzazione prodotta per la maggior parte dalla
radioattivita' naturale
Breakthough: 1910, esperimento di Wulf sulla Torre Eiffel (330 m)
La ionizzazione cambia da 6 ioni/cm3 a 3.5 ioni/cm3
Se fossero stati gamma si sarebbero attenuati di una fattore ~2 in 80 m!!
1912-1913: Esperimenti di Hess e
Kölhorster
Nel primo 1.5 km la ionizzazione
diminuisce poi risale: un fattore
~80 a 9 km di altezza!!!
R.Millikan: il primo a parlare di “Raggi Cosmici” (postulava gamma
piu' penetranti di quelli della radioattivita' naturale)
Altro breaktorugh: Skoblzyn 1929 (Leningrado) camera a nebbia:
esistenza di oggetti piu' penetranti dei beta (> 15 MeV) (“elettroni
secondari prodotti dagli ultra-gamma di Hess??”)
Nello stesso anno: invenzione del contatore Geiger: tecnica delle
coincidenze! (Bothe e Kölhorster): la radiazione deve essere
corpuscolare! Stime di energia fino a 1 – 10 GeV
Altro breakthrough tecnico: le emulsioni
Osservatorio di Chacaltaya (Bolivia) 5200 m
Altri esperimenti: Anderson e Millikan (Caltech)
Kunze
Black e Occhialini
(camera triggerata da GM counter)
II rraaggggii ccoossmmiiccii ee llaa nnaasscciittaa ddeellllaa
ffiissiiccaa ddeellllee ppaarrttiicceellllee eellmmeennttaarrii
Positrone
i “mesoni di Yukava”
il muone
Scoperta dei K, Λ ecc.
II rraaggggii ccoossmmiiccii ccoonntteennggoonnoo
nnuucclleeii
LLoo ssppeettttrroo ddii eenneerrggiiaa ddeeii rr..cc..
pprriimmaarrii ccoommee lloo ccoonnoosscciiaammoo ooggggii
Spettro “all particle”:
ottenuto sommando
tutti i cosmici senza
separarli in
indice spettrale
composizione
(flusso differenziale dφ
∑ −γ
= K E ;γ ≈ 2.7
i
in energia e angolo) i i
dEdσdΩ
i r.c. arrivano sulla terra
distribuiti
uniformemente da tutte ∑ K ' E−γ'i ; γ' ≈γ+ 0.4
i
le direzioni (isotropia in i
angolo solido)
OObbiieettttiivvii ddeellllaa ffiissiiccaa ddeeii RRaaggggii CCoossmmiiccii:: ddaarree
uunnaa rriissppoossttaa aa ddoommaannddee cchhee ccooiinnvvoollggoonnoo
aassttrrooffiissiiccaa,, ffiissiiccaa ddeellllee ppaarrttiicceellllee ee ddeeii nnuucclleeii
1. Quale meccanismo fisico e’ capace di accelerare protoni e
nuclei fino a queste energie estreme? (abbiamo dei modelli
validi fino a ~ 1015 eV)
2. Perche’ lo spettro in energia ha questo andamento?
3. Come varia la composizione nucleare dei raggi cosmici alle
energie piu’ elevate?
4. Quale e’ l’origine dei cambi di pendenza nello spettro (il
“ginocchio”, la “caviglia”)
5. I raggi cosmici sono di orgine galattica o extra?
6. Esistono sorgenti astrofisiche identificabili dei raggi
cosmici?
7. Esiste un’energia limite per i raggi cosmici?
MMiissuurree ““ddiirreettttee”” ee ““iinnddiirreettttee””
Misure “dirette”: ovvero direttamente dei raggi cosmici “primari”
(fino a ~ 100 TeV)
Satelliti artificiali
Sonde planetarie
Palloni al top dell’atmosfera
Nuovi voli spaziali: shuttle, Stazione Spaziale Internazionale
Esp recenti o prossimi: Pamela, AMS, Fermi (ex GLAST)...
Motivati soprattutto da ricerche specifiche come
- misura dell’abbondanza di antimateria primordiale
- “Gamma ray bursts” ecc.
Ad energie piu’ alte:
in pratica sono possibili solo misure “indirette”.
cioe’ quelle che mirano a ricavare le proprieta’ dei “primari” a
partire dalla misura dei “secondari” prodotti in atmosfera.
BESS - TEV
Caprice