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I Raggi Cosmicidi Alta EnergiaI Raggi Cosmicidi Alta Energia
GBattistoniINFN Sezione di Milano
GBattistoniINFN Sezione di Milano
Cenni storici~fine 800 inizio 900 nellambito degli studi sulla ionizzazione e conduzione elettrica nei gas
1896 Bequerel rarr scoperta della radioattivita naturale Uso deglielettroscopi
Perche attivi anche lontano dalle sorgenti
Rutherford ionizzazione prodotta per la maggior parte dallaradioattivita naturale
Le originihellipLe originihellip
Breakthough 1910 esperimento di Wulf sulla Torre Eiffel (330 m)La ionizzazione cambia da 6 ionicm3 a 35 ionicm3
Se fossero stati gamma si sarebbero attenuati di una fattore ~2 in 80 m
1912-1913 Esperimenti di Hess e KoumllhorsterNel primo 15 km la ionizzazionediminuisce poi risale un fattore~80 a 9 km di altezza
RMillikan il primo a parlare di ldquoRaggi Cosmicirdquo (postulava gamma piu penetranti di quelli della radioattivita naturale)
Altro breaktorugh Skoblzyn 1929 (Leningrado) camera a nebbia esistenza di oggetti piu penetranti dei beta (gt 15 MeV) (ldquoelettronisecondari prodotti dagli ultra-gamma di Hessrdquo)
Nello stesso anno invenzione del contatore Geiger tecnica dellecoincidenze (Bothe e Koumllhorster) la radiazione deve esserecorpuscolare Stime di energia fino a 1 ndash 10 GeV
Altri esperimenti Anderson e Millikan (Caltech)KunzeBlack e Occhialini(camera triggerata da GM counter)
Altro breakthrough tecnico le emulsioniOsservatorio di Chacaltaya (Bolivia) 5200 m
Positronei ldquomesoni di Yukavardquoil muoneScoperta dei K Λ ecc
I raggi cosmici e la nascita dellafisica delle particelle elmentari
I raggi cosmici e la nascita dellafisica delle particelle elmentari
I raggi cosmici contengononuclei
I raggi cosmici contengononuclei
Lo spettro di energia dei rc primari come lo conosciamo oggi
Lo spettro di energia dei rc primari come lo conosciamo oggi
Spettro ldquoall particlerdquoottenuto sommandotutti i cosmici senzasepararli in composizione(flusso differenzialein energia e angolo) 72 asymp=
Ω sum minusii
iEKddEd
d γσφ γ
40
+asympsum minus γγγii
iEK
indice spettrale
i rc arrivano sulla terra distribuitiuniformemente da tuttele direzioni (isotropia in angolo solido)
Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono
astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei
Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono
astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei1 Quale meccanismo fisico ersquo capace di accelerare protoni e
nuclei fino a queste energie estreme (abbiamo dei modellivalidi fino a ~ 1015 eV)
2 Perchersquo lo spettro in energia ha questo andamento3 Come varia la composizione nucleare dei raggi cosmici alle
energie piursquo elevate4 Quale ersquo lrsquoorigine dei cambi di pendenza nello spettro (il
ldquoginocchiordquo la ldquocavigliardquo)5 I raggi cosmici sono di orgine galattica o extra6 Esistono sorgenti astrofisiche identificabili dei raggi
cosmici7 Esiste unrsquoenergia limite per i raggi cosmici
Misure ldquodiretterdquo ovvero direttamente dei raggi cosmici ldquoprimarirdquo(fino a ~ 100 TeV)Satelliti artificialiSonde planetariePalloni al top dellrsquoatmosferaNuovi voli spaziali shuttle Stazione Spaziale Internazionale
Esp recenti o prossimi Pamela AMS Fermi (ex GLAST)Motivati soprattutto da ricerche specifiche come
- misura dellrsquoabbondanza di antimateria primordiale- ldquoGamma ray burstsrdquo ecc
Ad energie piursquo alte in pratica sono possibili solo misure ldquoindiretterdquocioersquo quelle che mirano a ricavare le proprietarsquo dei ldquoprimarirdquo a partire dalla misura dei ldquosecondarirdquo prodotti in atmosfera
Misure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquoMisure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquo
BESS - TEV
Caprice
bull⎯ p 80 MeV divide 190 GeVbull e+ 50 MeV divide 270 GeVbull⎯HeHe some unity 10-7
bull nuclei spectra (H to O) 100 MeVn divide 200 GeVn
TOFIntegration test
Resurs-DKPAMELA
on ISS in 2010
Interazione dei cosmici in atmosfera
Interazione dei cosmici in atmosfera
Cosmico primario
Raggi cosmicisecondari
Sciame atmosferico
P Auger
Anni 30 e seguenti
Ce un limite alla dimensioneenergia di uno sciame
Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi
Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Anni 50
Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami
Albuquerque
18
Extensive Air Showers (EAS)rlm
httpwww-ikfzkdecorsika
Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV
Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle
Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns
bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A
Edec ~ 20 GeV
nch ~ 10
nch ~ 23 nneut
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
LnNe
X (spess di materiale attraversato)
Numero di mip equivalenti dEdEmip
A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria
ersquo ~90
Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera
totale X~1030 gcm2
max log totEXA
⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠
( ) ( )h
X h l dlρinfin
= int
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare
Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati
Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente
Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)
Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m
( ) ( )
( )arg
2 2 2arg arg
2 2
0
2
2 2
proiettile t hetta
proiettile t hetta proiettile t hetta
p E p m
s p p m m p p
m m Em Em
= =
= + = + + =
= + + asymp
p
Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
125 plusmn35 mb
PV LandshoffMarzo 2009
Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo
incertezzeassai rilevanti
Come varia il profilolongitudinale
Come varia il profilolongitudinale
Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith
LnNe
Profilo di sciame di protone di energia E
Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA
Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo
avrarsquo meno size di uno scimae da protone
Misura della composizione Ne vs Nμ
Misura della composizione Ne vs Nμ
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
Cenni storici~fine 800 inizio 900 nellambito degli studi sulla ionizzazione e conduzione elettrica nei gas
1896 Bequerel rarr scoperta della radioattivita naturale Uso deglielettroscopi
Perche attivi anche lontano dalle sorgenti
Rutherford ionizzazione prodotta per la maggior parte dallaradioattivita naturale
Le originihellipLe originihellip
Breakthough 1910 esperimento di Wulf sulla Torre Eiffel (330 m)La ionizzazione cambia da 6 ionicm3 a 35 ionicm3
Se fossero stati gamma si sarebbero attenuati di una fattore ~2 in 80 m
1912-1913 Esperimenti di Hess e KoumllhorsterNel primo 15 km la ionizzazionediminuisce poi risale un fattore~80 a 9 km di altezza
RMillikan il primo a parlare di ldquoRaggi Cosmicirdquo (postulava gamma piu penetranti di quelli della radioattivita naturale)
Altro breaktorugh Skoblzyn 1929 (Leningrado) camera a nebbia esistenza di oggetti piu penetranti dei beta (gt 15 MeV) (ldquoelettronisecondari prodotti dagli ultra-gamma di Hessrdquo)
Nello stesso anno invenzione del contatore Geiger tecnica dellecoincidenze (Bothe e Koumllhorster) la radiazione deve esserecorpuscolare Stime di energia fino a 1 ndash 10 GeV
Altri esperimenti Anderson e Millikan (Caltech)KunzeBlack e Occhialini(camera triggerata da GM counter)
Altro breakthrough tecnico le emulsioniOsservatorio di Chacaltaya (Bolivia) 5200 m
Positronei ldquomesoni di Yukavardquoil muoneScoperta dei K Λ ecc
I raggi cosmici e la nascita dellafisica delle particelle elmentari
I raggi cosmici e la nascita dellafisica delle particelle elmentari
I raggi cosmici contengononuclei
I raggi cosmici contengononuclei
Lo spettro di energia dei rc primari come lo conosciamo oggi
Lo spettro di energia dei rc primari come lo conosciamo oggi
Spettro ldquoall particlerdquoottenuto sommandotutti i cosmici senzasepararli in composizione(flusso differenzialein energia e angolo) 72 asymp=
Ω sum minusii
iEKddEd
d γσφ γ
40
+asympsum minus γγγii
iEK
indice spettrale
i rc arrivano sulla terra distribuitiuniformemente da tuttele direzioni (isotropia in angolo solido)
Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono
astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei
Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono
astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei1 Quale meccanismo fisico ersquo capace di accelerare protoni e
nuclei fino a queste energie estreme (abbiamo dei modellivalidi fino a ~ 1015 eV)
2 Perchersquo lo spettro in energia ha questo andamento3 Come varia la composizione nucleare dei raggi cosmici alle
energie piursquo elevate4 Quale ersquo lrsquoorigine dei cambi di pendenza nello spettro (il
ldquoginocchiordquo la ldquocavigliardquo)5 I raggi cosmici sono di orgine galattica o extra6 Esistono sorgenti astrofisiche identificabili dei raggi
cosmici7 Esiste unrsquoenergia limite per i raggi cosmici
Misure ldquodiretterdquo ovvero direttamente dei raggi cosmici ldquoprimarirdquo(fino a ~ 100 TeV)Satelliti artificialiSonde planetariePalloni al top dellrsquoatmosferaNuovi voli spaziali shuttle Stazione Spaziale Internazionale
Esp recenti o prossimi Pamela AMS Fermi (ex GLAST)Motivati soprattutto da ricerche specifiche come
- misura dellrsquoabbondanza di antimateria primordiale- ldquoGamma ray burstsrdquo ecc
Ad energie piursquo alte in pratica sono possibili solo misure ldquoindiretterdquocioersquo quelle che mirano a ricavare le proprietarsquo dei ldquoprimarirdquo a partire dalla misura dei ldquosecondarirdquo prodotti in atmosfera
Misure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquoMisure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquo
BESS - TEV
Caprice
bull⎯ p 80 MeV divide 190 GeVbull e+ 50 MeV divide 270 GeVbull⎯HeHe some unity 10-7
bull nuclei spectra (H to O) 100 MeVn divide 200 GeVn
TOFIntegration test
Resurs-DKPAMELA
on ISS in 2010
Interazione dei cosmici in atmosfera
Interazione dei cosmici in atmosfera
Cosmico primario
Raggi cosmicisecondari
Sciame atmosferico
P Auger
Anni 30 e seguenti
Ce un limite alla dimensioneenergia di uno sciame
Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi
Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Anni 50
Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami
Albuquerque
18
Extensive Air Showers (EAS)rlm
httpwww-ikfzkdecorsika
Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV
Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle
Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns
bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A
Edec ~ 20 GeV
nch ~ 10
nch ~ 23 nneut
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
LnNe
X (spess di materiale attraversato)
Numero di mip equivalenti dEdEmip
A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria
ersquo ~90
Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera
totale X~1030 gcm2
max log totEXA
⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠
( ) ( )h
X h l dlρinfin
= int
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare
Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati
Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente
Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)
Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m
( ) ( )
( )arg
2 2 2arg arg
2 2
0
2
2 2
proiettile t hetta
proiettile t hetta proiettile t hetta
p E p m
s p p m m p p
m m Em Em
= =
= + = + + =
= + + asymp
p
Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
125 plusmn35 mb
PV LandshoffMarzo 2009
Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo
incertezzeassai rilevanti
Come varia il profilolongitudinale
Come varia il profilolongitudinale
Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith
LnNe
Profilo di sciame di protone di energia E
Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA
Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo
avrarsquo meno size di uno scimae da protone
Misura della composizione Ne vs Nμ
Misura della composizione Ne vs Nμ
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
Breakthough 1910 esperimento di Wulf sulla Torre Eiffel (330 m)La ionizzazione cambia da 6 ionicm3 a 35 ionicm3
Se fossero stati gamma si sarebbero attenuati di una fattore ~2 in 80 m
1912-1913 Esperimenti di Hess e KoumllhorsterNel primo 15 km la ionizzazionediminuisce poi risale un fattore~80 a 9 km di altezza
RMillikan il primo a parlare di ldquoRaggi Cosmicirdquo (postulava gamma piu penetranti di quelli della radioattivita naturale)
Altro breaktorugh Skoblzyn 1929 (Leningrado) camera a nebbia esistenza di oggetti piu penetranti dei beta (gt 15 MeV) (ldquoelettronisecondari prodotti dagli ultra-gamma di Hessrdquo)
Nello stesso anno invenzione del contatore Geiger tecnica dellecoincidenze (Bothe e Koumllhorster) la radiazione deve esserecorpuscolare Stime di energia fino a 1 ndash 10 GeV
Altri esperimenti Anderson e Millikan (Caltech)KunzeBlack e Occhialini(camera triggerata da GM counter)
Altro breakthrough tecnico le emulsioniOsservatorio di Chacaltaya (Bolivia) 5200 m
Positronei ldquomesoni di Yukavardquoil muoneScoperta dei K Λ ecc
I raggi cosmici e la nascita dellafisica delle particelle elmentari
I raggi cosmici e la nascita dellafisica delle particelle elmentari
I raggi cosmici contengononuclei
I raggi cosmici contengononuclei
Lo spettro di energia dei rc primari come lo conosciamo oggi
Lo spettro di energia dei rc primari come lo conosciamo oggi
Spettro ldquoall particlerdquoottenuto sommandotutti i cosmici senzasepararli in composizione(flusso differenzialein energia e angolo) 72 asymp=
Ω sum minusii
iEKddEd
d γσφ γ
40
+asympsum minus γγγii
iEK
indice spettrale
i rc arrivano sulla terra distribuitiuniformemente da tuttele direzioni (isotropia in angolo solido)
Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono
astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei
Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono
astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei1 Quale meccanismo fisico ersquo capace di accelerare protoni e
nuclei fino a queste energie estreme (abbiamo dei modellivalidi fino a ~ 1015 eV)
2 Perchersquo lo spettro in energia ha questo andamento3 Come varia la composizione nucleare dei raggi cosmici alle
energie piursquo elevate4 Quale ersquo lrsquoorigine dei cambi di pendenza nello spettro (il
ldquoginocchiordquo la ldquocavigliardquo)5 I raggi cosmici sono di orgine galattica o extra6 Esistono sorgenti astrofisiche identificabili dei raggi
cosmici7 Esiste unrsquoenergia limite per i raggi cosmici
Misure ldquodiretterdquo ovvero direttamente dei raggi cosmici ldquoprimarirdquo(fino a ~ 100 TeV)Satelliti artificialiSonde planetariePalloni al top dellrsquoatmosferaNuovi voli spaziali shuttle Stazione Spaziale Internazionale
Esp recenti o prossimi Pamela AMS Fermi (ex GLAST)Motivati soprattutto da ricerche specifiche come
- misura dellrsquoabbondanza di antimateria primordiale- ldquoGamma ray burstsrdquo ecc
Ad energie piursquo alte in pratica sono possibili solo misure ldquoindiretterdquocioersquo quelle che mirano a ricavare le proprietarsquo dei ldquoprimarirdquo a partire dalla misura dei ldquosecondarirdquo prodotti in atmosfera
Misure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquoMisure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquo
BESS - TEV
Caprice
bull⎯ p 80 MeV divide 190 GeVbull e+ 50 MeV divide 270 GeVbull⎯HeHe some unity 10-7
bull nuclei spectra (H to O) 100 MeVn divide 200 GeVn
TOFIntegration test
Resurs-DKPAMELA
on ISS in 2010
Interazione dei cosmici in atmosfera
Interazione dei cosmici in atmosfera
Cosmico primario
Raggi cosmicisecondari
Sciame atmosferico
P Auger
Anni 30 e seguenti
Ce un limite alla dimensioneenergia di uno sciame
Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi
Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Anni 50
Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami
Albuquerque
18
Extensive Air Showers (EAS)rlm
httpwww-ikfzkdecorsika
Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV
Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle
Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns
bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A
Edec ~ 20 GeV
nch ~ 10
nch ~ 23 nneut
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
LnNe
X (spess di materiale attraversato)
Numero di mip equivalenti dEdEmip
A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria
ersquo ~90
Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera
totale X~1030 gcm2
max log totEXA
⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠
( ) ( )h
X h l dlρinfin
= int
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare
Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati
Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente
Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)
Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m
( ) ( )
( )arg
2 2 2arg arg
2 2
0
2
2 2
proiettile t hetta
proiettile t hetta proiettile t hetta
p E p m
s p p m m p p
m m Em Em
= =
= + = + + =
= + + asymp
p
Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
125 plusmn35 mb
PV LandshoffMarzo 2009
Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo
incertezzeassai rilevanti
Come varia il profilolongitudinale
Come varia il profilolongitudinale
Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith
LnNe
Profilo di sciame di protone di energia E
Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA
Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo
avrarsquo meno size di uno scimae da protone
Misura della composizione Ne vs Nμ
Misura della composizione Ne vs Nμ
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
RMillikan il primo a parlare di ldquoRaggi Cosmicirdquo (postulava gamma piu penetranti di quelli della radioattivita naturale)
Altro breaktorugh Skoblzyn 1929 (Leningrado) camera a nebbia esistenza di oggetti piu penetranti dei beta (gt 15 MeV) (ldquoelettronisecondari prodotti dagli ultra-gamma di Hessrdquo)
Nello stesso anno invenzione del contatore Geiger tecnica dellecoincidenze (Bothe e Koumllhorster) la radiazione deve esserecorpuscolare Stime di energia fino a 1 ndash 10 GeV
Altri esperimenti Anderson e Millikan (Caltech)KunzeBlack e Occhialini(camera triggerata da GM counter)
Altro breakthrough tecnico le emulsioniOsservatorio di Chacaltaya (Bolivia) 5200 m
Positronei ldquomesoni di Yukavardquoil muoneScoperta dei K Λ ecc
I raggi cosmici e la nascita dellafisica delle particelle elmentari
I raggi cosmici e la nascita dellafisica delle particelle elmentari
I raggi cosmici contengononuclei
I raggi cosmici contengononuclei
Lo spettro di energia dei rc primari come lo conosciamo oggi
Lo spettro di energia dei rc primari come lo conosciamo oggi
Spettro ldquoall particlerdquoottenuto sommandotutti i cosmici senzasepararli in composizione(flusso differenzialein energia e angolo) 72 asymp=
Ω sum minusii
iEKddEd
d γσφ γ
40
+asympsum minus γγγii
iEK
indice spettrale
i rc arrivano sulla terra distribuitiuniformemente da tuttele direzioni (isotropia in angolo solido)
Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono
astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei
Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono
astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei1 Quale meccanismo fisico ersquo capace di accelerare protoni e
nuclei fino a queste energie estreme (abbiamo dei modellivalidi fino a ~ 1015 eV)
2 Perchersquo lo spettro in energia ha questo andamento3 Come varia la composizione nucleare dei raggi cosmici alle
energie piursquo elevate4 Quale ersquo lrsquoorigine dei cambi di pendenza nello spettro (il
ldquoginocchiordquo la ldquocavigliardquo)5 I raggi cosmici sono di orgine galattica o extra6 Esistono sorgenti astrofisiche identificabili dei raggi
cosmici7 Esiste unrsquoenergia limite per i raggi cosmici
Misure ldquodiretterdquo ovvero direttamente dei raggi cosmici ldquoprimarirdquo(fino a ~ 100 TeV)Satelliti artificialiSonde planetariePalloni al top dellrsquoatmosferaNuovi voli spaziali shuttle Stazione Spaziale Internazionale
Esp recenti o prossimi Pamela AMS Fermi (ex GLAST)Motivati soprattutto da ricerche specifiche come
- misura dellrsquoabbondanza di antimateria primordiale- ldquoGamma ray burstsrdquo ecc
Ad energie piursquo alte in pratica sono possibili solo misure ldquoindiretterdquocioersquo quelle che mirano a ricavare le proprietarsquo dei ldquoprimarirdquo a partire dalla misura dei ldquosecondarirdquo prodotti in atmosfera
Misure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquoMisure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquo
BESS - TEV
Caprice
bull⎯ p 80 MeV divide 190 GeVbull e+ 50 MeV divide 270 GeVbull⎯HeHe some unity 10-7
bull nuclei spectra (H to O) 100 MeVn divide 200 GeVn
TOFIntegration test
Resurs-DKPAMELA
on ISS in 2010
Interazione dei cosmici in atmosfera
Interazione dei cosmici in atmosfera
Cosmico primario
Raggi cosmicisecondari
Sciame atmosferico
P Auger
Anni 30 e seguenti
Ce un limite alla dimensioneenergia di uno sciame
Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi
Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Anni 50
Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami
Albuquerque
18
Extensive Air Showers (EAS)rlm
httpwww-ikfzkdecorsika
Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV
Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle
Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns
bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A
Edec ~ 20 GeV
nch ~ 10
nch ~ 23 nneut
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
LnNe
X (spess di materiale attraversato)
Numero di mip equivalenti dEdEmip
A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria
ersquo ~90
Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera
totale X~1030 gcm2
max log totEXA
⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠
( ) ( )h
X h l dlρinfin
= int
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare
Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati
Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente
Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)
Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m
( ) ( )
( )arg
2 2 2arg arg
2 2
0
2
2 2
proiettile t hetta
proiettile t hetta proiettile t hetta
p E p m
s p p m m p p
m m Em Em
= =
= + = + + =
= + + asymp
p
Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
125 plusmn35 mb
PV LandshoffMarzo 2009
Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo
incertezzeassai rilevanti
Come varia il profilolongitudinale
Come varia il profilolongitudinale
Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith
LnNe
Profilo di sciame di protone di energia E
Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA
Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo
avrarsquo meno size di uno scimae da protone
Misura della composizione Ne vs Nμ
Misura della composizione Ne vs Nμ
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
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2rlm(
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21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
Positronei ldquomesoni di Yukavardquoil muoneScoperta dei K Λ ecc
I raggi cosmici e la nascita dellafisica delle particelle elmentari
I raggi cosmici e la nascita dellafisica delle particelle elmentari
I raggi cosmici contengononuclei
I raggi cosmici contengononuclei
Lo spettro di energia dei rc primari come lo conosciamo oggi
Lo spettro di energia dei rc primari come lo conosciamo oggi
Spettro ldquoall particlerdquoottenuto sommandotutti i cosmici senzasepararli in composizione(flusso differenzialein energia e angolo) 72 asymp=
Ω sum minusii
iEKddEd
d γσφ γ
40
+asympsum minus γγγii
iEK
indice spettrale
i rc arrivano sulla terra distribuitiuniformemente da tuttele direzioni (isotropia in angolo solido)
Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono
astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei
Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono
astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei1 Quale meccanismo fisico ersquo capace di accelerare protoni e
nuclei fino a queste energie estreme (abbiamo dei modellivalidi fino a ~ 1015 eV)
2 Perchersquo lo spettro in energia ha questo andamento3 Come varia la composizione nucleare dei raggi cosmici alle
energie piursquo elevate4 Quale ersquo lrsquoorigine dei cambi di pendenza nello spettro (il
ldquoginocchiordquo la ldquocavigliardquo)5 I raggi cosmici sono di orgine galattica o extra6 Esistono sorgenti astrofisiche identificabili dei raggi
cosmici7 Esiste unrsquoenergia limite per i raggi cosmici
Misure ldquodiretterdquo ovvero direttamente dei raggi cosmici ldquoprimarirdquo(fino a ~ 100 TeV)Satelliti artificialiSonde planetariePalloni al top dellrsquoatmosferaNuovi voli spaziali shuttle Stazione Spaziale Internazionale
Esp recenti o prossimi Pamela AMS Fermi (ex GLAST)Motivati soprattutto da ricerche specifiche come
- misura dellrsquoabbondanza di antimateria primordiale- ldquoGamma ray burstsrdquo ecc
Ad energie piursquo alte in pratica sono possibili solo misure ldquoindiretterdquocioersquo quelle che mirano a ricavare le proprietarsquo dei ldquoprimarirdquo a partire dalla misura dei ldquosecondarirdquo prodotti in atmosfera
Misure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquoMisure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquo
BESS - TEV
Caprice
bull⎯ p 80 MeV divide 190 GeVbull e+ 50 MeV divide 270 GeVbull⎯HeHe some unity 10-7
bull nuclei spectra (H to O) 100 MeVn divide 200 GeVn
TOFIntegration test
Resurs-DKPAMELA
on ISS in 2010
Interazione dei cosmici in atmosfera
Interazione dei cosmici in atmosfera
Cosmico primario
Raggi cosmicisecondari
Sciame atmosferico
P Auger
Anni 30 e seguenti
Ce un limite alla dimensioneenergia di uno sciame
Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi
Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Anni 50
Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami
Albuquerque
18
Extensive Air Showers (EAS)rlm
httpwww-ikfzkdecorsika
Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV
Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle
Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns
bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A
Edec ~ 20 GeV
nch ~ 10
nch ~ 23 nneut
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
LnNe
X (spess di materiale attraversato)
Numero di mip equivalenti dEdEmip
A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria
ersquo ~90
Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera
totale X~1030 gcm2
max log totEXA
⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠
( ) ( )h
X h l dlρinfin
= int
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare
Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati
Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente
Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)
Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m
( ) ( )
( )arg
2 2 2arg arg
2 2
0
2
2 2
proiettile t hetta
proiettile t hetta proiettile t hetta
p E p m
s p p m m p p
m m Em Em
= =
= + = + + =
= + + asymp
p
Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
125 plusmn35 mb
PV LandshoffMarzo 2009
Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo
incertezzeassai rilevanti
Come varia il profilolongitudinale
Come varia il profilolongitudinale
Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith
LnNe
Profilo di sciame di protone di energia E
Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA
Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo
avrarsquo meno size di uno scimae da protone
Misura della composizione Ne vs Nμ
Misura della composizione Ne vs Nμ
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
I raggi cosmici contengononuclei
I raggi cosmici contengononuclei
Lo spettro di energia dei rc primari come lo conosciamo oggi
Lo spettro di energia dei rc primari come lo conosciamo oggi
Spettro ldquoall particlerdquoottenuto sommandotutti i cosmici senzasepararli in composizione(flusso differenzialein energia e angolo) 72 asymp=
Ω sum minusii
iEKddEd
d γσφ γ
40
+asympsum minus γγγii
iEK
indice spettrale
i rc arrivano sulla terra distribuitiuniformemente da tuttele direzioni (isotropia in angolo solido)
Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono
astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei
Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono
astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei1 Quale meccanismo fisico ersquo capace di accelerare protoni e
nuclei fino a queste energie estreme (abbiamo dei modellivalidi fino a ~ 1015 eV)
2 Perchersquo lo spettro in energia ha questo andamento3 Come varia la composizione nucleare dei raggi cosmici alle
energie piursquo elevate4 Quale ersquo lrsquoorigine dei cambi di pendenza nello spettro (il
ldquoginocchiordquo la ldquocavigliardquo)5 I raggi cosmici sono di orgine galattica o extra6 Esistono sorgenti astrofisiche identificabili dei raggi
cosmici7 Esiste unrsquoenergia limite per i raggi cosmici
Misure ldquodiretterdquo ovvero direttamente dei raggi cosmici ldquoprimarirdquo(fino a ~ 100 TeV)Satelliti artificialiSonde planetariePalloni al top dellrsquoatmosferaNuovi voli spaziali shuttle Stazione Spaziale Internazionale
Esp recenti o prossimi Pamela AMS Fermi (ex GLAST)Motivati soprattutto da ricerche specifiche come
- misura dellrsquoabbondanza di antimateria primordiale- ldquoGamma ray burstsrdquo ecc
Ad energie piursquo alte in pratica sono possibili solo misure ldquoindiretterdquocioersquo quelle che mirano a ricavare le proprietarsquo dei ldquoprimarirdquo a partire dalla misura dei ldquosecondarirdquo prodotti in atmosfera
Misure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquoMisure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquo
BESS - TEV
Caprice
bull⎯ p 80 MeV divide 190 GeVbull e+ 50 MeV divide 270 GeVbull⎯HeHe some unity 10-7
bull nuclei spectra (H to O) 100 MeVn divide 200 GeVn
TOFIntegration test
Resurs-DKPAMELA
on ISS in 2010
Interazione dei cosmici in atmosfera
Interazione dei cosmici in atmosfera
Cosmico primario
Raggi cosmicisecondari
Sciame atmosferico
P Auger
Anni 30 e seguenti
Ce un limite alla dimensioneenergia di uno sciame
Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi
Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Anni 50
Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami
Albuquerque
18
Extensive Air Showers (EAS)rlm
httpwww-ikfzkdecorsika
Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV
Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle
Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns
bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A
Edec ~ 20 GeV
nch ~ 10
nch ~ 23 nneut
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
LnNe
X (spess di materiale attraversato)
Numero di mip equivalenti dEdEmip
A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria
ersquo ~90
Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera
totale X~1030 gcm2
max log totEXA
⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠
( ) ( )h
X h l dlρinfin
= int
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare
Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati
Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente
Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)
Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m
( ) ( )
( )arg
2 2 2arg arg
2 2
0
2
2 2
proiettile t hetta
proiettile t hetta proiettile t hetta
p E p m
s p p m m p p
m m Em Em
= =
= + = + + =
= + + asymp
p
Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
125 plusmn35 mb
PV LandshoffMarzo 2009
Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo
incertezzeassai rilevanti
Come varia il profilolongitudinale
Come varia il profilolongitudinale
Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith
LnNe
Profilo di sciame di protone di energia E
Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA
Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo
avrarsquo meno size di uno scimae da protone
Misura della composizione Ne vs Nμ
Misura della composizione Ne vs Nμ
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
Lo spettro di energia dei rc primari come lo conosciamo oggi
Lo spettro di energia dei rc primari come lo conosciamo oggi
Spettro ldquoall particlerdquoottenuto sommandotutti i cosmici senzasepararli in composizione(flusso differenzialein energia e angolo) 72 asymp=
Ω sum minusii
iEKddEd
d γσφ γ
40
+asympsum minus γγγii
iEK
indice spettrale
i rc arrivano sulla terra distribuitiuniformemente da tuttele direzioni (isotropia in angolo solido)
Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono
astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei
Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono
astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei1 Quale meccanismo fisico ersquo capace di accelerare protoni e
nuclei fino a queste energie estreme (abbiamo dei modellivalidi fino a ~ 1015 eV)
2 Perchersquo lo spettro in energia ha questo andamento3 Come varia la composizione nucleare dei raggi cosmici alle
energie piursquo elevate4 Quale ersquo lrsquoorigine dei cambi di pendenza nello spettro (il
ldquoginocchiordquo la ldquocavigliardquo)5 I raggi cosmici sono di orgine galattica o extra6 Esistono sorgenti astrofisiche identificabili dei raggi
cosmici7 Esiste unrsquoenergia limite per i raggi cosmici
Misure ldquodiretterdquo ovvero direttamente dei raggi cosmici ldquoprimarirdquo(fino a ~ 100 TeV)Satelliti artificialiSonde planetariePalloni al top dellrsquoatmosferaNuovi voli spaziali shuttle Stazione Spaziale Internazionale
Esp recenti o prossimi Pamela AMS Fermi (ex GLAST)Motivati soprattutto da ricerche specifiche come
- misura dellrsquoabbondanza di antimateria primordiale- ldquoGamma ray burstsrdquo ecc
Ad energie piursquo alte in pratica sono possibili solo misure ldquoindiretterdquocioersquo quelle che mirano a ricavare le proprietarsquo dei ldquoprimarirdquo a partire dalla misura dei ldquosecondarirdquo prodotti in atmosfera
Misure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquoMisure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquo
BESS - TEV
Caprice
bull⎯ p 80 MeV divide 190 GeVbull e+ 50 MeV divide 270 GeVbull⎯HeHe some unity 10-7
bull nuclei spectra (H to O) 100 MeVn divide 200 GeVn
TOFIntegration test
Resurs-DKPAMELA
on ISS in 2010
Interazione dei cosmici in atmosfera
Interazione dei cosmici in atmosfera
Cosmico primario
Raggi cosmicisecondari
Sciame atmosferico
P Auger
Anni 30 e seguenti
Ce un limite alla dimensioneenergia di uno sciame
Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi
Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Anni 50
Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami
Albuquerque
18
Extensive Air Showers (EAS)rlm
httpwww-ikfzkdecorsika
Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV
Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle
Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns
bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A
Edec ~ 20 GeV
nch ~ 10
nch ~ 23 nneut
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
LnNe
X (spess di materiale attraversato)
Numero di mip equivalenti dEdEmip
A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria
ersquo ~90
Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera
totale X~1030 gcm2
max log totEXA
⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠
( ) ( )h
X h l dlρinfin
= int
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare
Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati
Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente
Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)
Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m
( ) ( )
( )arg
2 2 2arg arg
2 2
0
2
2 2
proiettile t hetta
proiettile t hetta proiettile t hetta
p E p m
s p p m m p p
m m Em Em
= =
= + = + + =
= + + asymp
p
Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
125 plusmn35 mb
PV LandshoffMarzo 2009
Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo
incertezzeassai rilevanti
Come varia il profilolongitudinale
Come varia il profilolongitudinale
Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith
LnNe
Profilo di sciame di protone di energia E
Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA
Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo
avrarsquo meno size di uno scimae da protone
Misura della composizione Ne vs Nμ
Misura della composizione Ne vs Nμ
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono
astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei
Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono
astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei1 Quale meccanismo fisico ersquo capace di accelerare protoni e
nuclei fino a queste energie estreme (abbiamo dei modellivalidi fino a ~ 1015 eV)
2 Perchersquo lo spettro in energia ha questo andamento3 Come varia la composizione nucleare dei raggi cosmici alle
energie piursquo elevate4 Quale ersquo lrsquoorigine dei cambi di pendenza nello spettro (il
ldquoginocchiordquo la ldquocavigliardquo)5 I raggi cosmici sono di orgine galattica o extra6 Esistono sorgenti astrofisiche identificabili dei raggi
cosmici7 Esiste unrsquoenergia limite per i raggi cosmici
Misure ldquodiretterdquo ovvero direttamente dei raggi cosmici ldquoprimarirdquo(fino a ~ 100 TeV)Satelliti artificialiSonde planetariePalloni al top dellrsquoatmosferaNuovi voli spaziali shuttle Stazione Spaziale Internazionale
Esp recenti o prossimi Pamela AMS Fermi (ex GLAST)Motivati soprattutto da ricerche specifiche come
- misura dellrsquoabbondanza di antimateria primordiale- ldquoGamma ray burstsrdquo ecc
Ad energie piursquo alte in pratica sono possibili solo misure ldquoindiretterdquocioersquo quelle che mirano a ricavare le proprietarsquo dei ldquoprimarirdquo a partire dalla misura dei ldquosecondarirdquo prodotti in atmosfera
Misure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquoMisure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquo
BESS - TEV
Caprice
bull⎯ p 80 MeV divide 190 GeVbull e+ 50 MeV divide 270 GeVbull⎯HeHe some unity 10-7
bull nuclei spectra (H to O) 100 MeVn divide 200 GeVn
TOFIntegration test
Resurs-DKPAMELA
on ISS in 2010
Interazione dei cosmici in atmosfera
Interazione dei cosmici in atmosfera
Cosmico primario
Raggi cosmicisecondari
Sciame atmosferico
P Auger
Anni 30 e seguenti
Ce un limite alla dimensioneenergia di uno sciame
Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi
Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Anni 50
Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami
Albuquerque
18
Extensive Air Showers (EAS)rlm
httpwww-ikfzkdecorsika
Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV
Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle
Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns
bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A
Edec ~ 20 GeV
nch ~ 10
nch ~ 23 nneut
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
LnNe
X (spess di materiale attraversato)
Numero di mip equivalenti dEdEmip
A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria
ersquo ~90
Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera
totale X~1030 gcm2
max log totEXA
⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠
( ) ( )h
X h l dlρinfin
= int
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare
Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati
Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente
Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)
Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m
( ) ( )
( )arg
2 2 2arg arg
2 2
0
2
2 2
proiettile t hetta
proiettile t hetta proiettile t hetta
p E p m
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m m Em Em
= =
= + = + + =
= + + asymp
p
Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
125 plusmn35 mb
PV LandshoffMarzo 2009
Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo
incertezzeassai rilevanti
Come varia il profilolongitudinale
Come varia il profilolongitudinale
Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith
LnNe
Profilo di sciame di protone di energia E
Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA
Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo
avrarsquo meno size di uno scimae da protone
Misura della composizione Ne vs Nμ
Misura della composizione Ne vs Nμ
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
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2P(0
21N
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40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
Misure ldquodiretterdquo ovvero direttamente dei raggi cosmici ldquoprimarirdquo(fino a ~ 100 TeV)Satelliti artificialiSonde planetariePalloni al top dellrsquoatmosferaNuovi voli spaziali shuttle Stazione Spaziale Internazionale
Esp recenti o prossimi Pamela AMS Fermi (ex GLAST)Motivati soprattutto da ricerche specifiche come
- misura dellrsquoabbondanza di antimateria primordiale- ldquoGamma ray burstsrdquo ecc
Ad energie piursquo alte in pratica sono possibili solo misure ldquoindiretterdquocioersquo quelle che mirano a ricavare le proprietarsquo dei ldquoprimarirdquo a partire dalla misura dei ldquosecondarirdquo prodotti in atmosfera
Misure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquoMisure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquo
BESS - TEV
Caprice
bull⎯ p 80 MeV divide 190 GeVbull e+ 50 MeV divide 270 GeVbull⎯HeHe some unity 10-7
bull nuclei spectra (H to O) 100 MeVn divide 200 GeVn
TOFIntegration test
Resurs-DKPAMELA
on ISS in 2010
Interazione dei cosmici in atmosfera
Interazione dei cosmici in atmosfera
Cosmico primario
Raggi cosmicisecondari
Sciame atmosferico
P Auger
Anni 30 e seguenti
Ce un limite alla dimensioneenergia di uno sciame
Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi
Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Anni 50
Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami
Albuquerque
18
Extensive Air Showers (EAS)rlm
httpwww-ikfzkdecorsika
Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV
Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle
Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns
bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A
Edec ~ 20 GeV
nch ~ 10
nch ~ 23 nneut
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
LnNe
X (spess di materiale attraversato)
Numero di mip equivalenti dEdEmip
A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria
ersquo ~90
Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera
totale X~1030 gcm2
max log totEXA
⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠
( ) ( )h
X h l dlρinfin
= int
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare
Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati
Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente
Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)
Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m
( ) ( )
( )arg
2 2 2arg arg
2 2
0
2
2 2
proiettile t hetta
proiettile t hetta proiettile t hetta
p E p m
s p p m m p p
m m Em Em
= =
= + = + + =
= + + asymp
p
Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
125 plusmn35 mb
PV LandshoffMarzo 2009
Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo
incertezzeassai rilevanti
Come varia il profilolongitudinale
Come varia il profilolongitudinale
Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith
LnNe
Profilo di sciame di protone di energia E
Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA
Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo
avrarsquo meno size di uno scimae da protone
Misura della composizione Ne vs Nμ
Misura della composizione Ne vs Nμ
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
BESS - TEV
Caprice
bull⎯ p 80 MeV divide 190 GeVbull e+ 50 MeV divide 270 GeVbull⎯HeHe some unity 10-7
bull nuclei spectra (H to O) 100 MeVn divide 200 GeVn
TOFIntegration test
Resurs-DKPAMELA
on ISS in 2010
Interazione dei cosmici in atmosfera
Interazione dei cosmici in atmosfera
Cosmico primario
Raggi cosmicisecondari
Sciame atmosferico
P Auger
Anni 30 e seguenti
Ce un limite alla dimensioneenergia di uno sciame
Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi
Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Anni 50
Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami
Albuquerque
18
Extensive Air Showers (EAS)rlm
httpwww-ikfzkdecorsika
Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV
Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle
Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns
bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A
Edec ~ 20 GeV
nch ~ 10
nch ~ 23 nneut
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
LnNe
X (spess di materiale attraversato)
Numero di mip equivalenti dEdEmip
A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria
ersquo ~90
Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera
totale X~1030 gcm2
max log totEXA
⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠
( ) ( )h
X h l dlρinfin
= int
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare
Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati
Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente
Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)
Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m
( ) ( )
( )arg
2 2 2arg arg
2 2
0
2
2 2
proiettile t hetta
proiettile t hetta proiettile t hetta
p E p m
s p p m m p p
m m Em Em
= =
= + = + + =
= + + asymp
p
Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
125 plusmn35 mb
PV LandshoffMarzo 2009
Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo
incertezzeassai rilevanti
Come varia il profilolongitudinale
Come varia il profilolongitudinale
Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith
LnNe
Profilo di sciame di protone di energia E
Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA
Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo
avrarsquo meno size di uno scimae da protone
Misura della composizione Ne vs Nμ
Misura della composizione Ne vs Nμ
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
bull⎯ p 80 MeV divide 190 GeVbull e+ 50 MeV divide 270 GeVbull⎯HeHe some unity 10-7
bull nuclei spectra (H to O) 100 MeVn divide 200 GeVn
TOFIntegration test
Resurs-DKPAMELA
on ISS in 2010
Interazione dei cosmici in atmosfera
Interazione dei cosmici in atmosfera
Cosmico primario
Raggi cosmicisecondari
Sciame atmosferico
P Auger
Anni 30 e seguenti
Ce un limite alla dimensioneenergia di uno sciame
Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi
Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Anni 50
Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami
Albuquerque
18
Extensive Air Showers (EAS)rlm
httpwww-ikfzkdecorsika
Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV
Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle
Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns
bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A
Edec ~ 20 GeV
nch ~ 10
nch ~ 23 nneut
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
LnNe
X (spess di materiale attraversato)
Numero di mip equivalenti dEdEmip
A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria
ersquo ~90
Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera
totale X~1030 gcm2
max log totEXA
⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠
( ) ( )h
X h l dlρinfin
= int
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare
Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati
Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente
Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)
Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m
( ) ( )
( )arg
2 2 2arg arg
2 2
0
2
2 2
proiettile t hetta
proiettile t hetta proiettile t hetta
p E p m
s p p m m p p
m m Em Em
= =
= + = + + =
= + + asymp
p
Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
125 plusmn35 mb
PV LandshoffMarzo 2009
Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo
incertezzeassai rilevanti
Come varia il profilolongitudinale
Come varia il profilolongitudinale
Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith
LnNe
Profilo di sciame di protone di energia E
Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA
Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo
avrarsquo meno size di uno scimae da protone
Misura della composizione Ne vs Nμ
Misura della composizione Ne vs Nμ
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
on ISS in 2010
Interazione dei cosmici in atmosfera
Interazione dei cosmici in atmosfera
Cosmico primario
Raggi cosmicisecondari
Sciame atmosferico
P Auger
Anni 30 e seguenti
Ce un limite alla dimensioneenergia di uno sciame
Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi
Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Anni 50
Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami
Albuquerque
18
Extensive Air Showers (EAS)rlm
httpwww-ikfzkdecorsika
Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV
Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle
Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns
bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A
Edec ~ 20 GeV
nch ~ 10
nch ~ 23 nneut
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
LnNe
X (spess di materiale attraversato)
Numero di mip equivalenti dEdEmip
A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria
ersquo ~90
Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera
totale X~1030 gcm2
max log totEXA
⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠
( ) ( )h
X h l dlρinfin
= int
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare
Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati
Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente
Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)
Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m
( ) ( )
( )arg
2 2 2arg arg
2 2
0
2
2 2
proiettile t hetta
proiettile t hetta proiettile t hetta
p E p m
s p p m m p p
m m Em Em
= =
= + = + + =
= + + asymp
p
Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
125 plusmn35 mb
PV LandshoffMarzo 2009
Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo
incertezzeassai rilevanti
Come varia il profilolongitudinale
Come varia il profilolongitudinale
Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith
LnNe
Profilo di sciame di protone di energia E
Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA
Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo
avrarsquo meno size di uno scimae da protone
Misura della composizione Ne vs Nμ
Misura della composizione Ne vs Nμ
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
Interazione dei cosmici in atmosfera
Interazione dei cosmici in atmosfera
Cosmico primario
Raggi cosmicisecondari
Sciame atmosferico
P Auger
Anni 30 e seguenti
Ce un limite alla dimensioneenergia di uno sciame
Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi
Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Anni 50
Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami
Albuquerque
18
Extensive Air Showers (EAS)rlm
httpwww-ikfzkdecorsika
Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV
Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle
Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns
bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A
Edec ~ 20 GeV
nch ~ 10
nch ~ 23 nneut
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
LnNe
X (spess di materiale attraversato)
Numero di mip equivalenti dEdEmip
A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria
ersquo ~90
Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera
totale X~1030 gcm2
max log totEXA
⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠
( ) ( )h
X h l dlρinfin
= int
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare
Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati
Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente
Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)
Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m
( ) ( )
( )arg
2 2 2arg arg
2 2
0
2
2 2
proiettile t hetta
proiettile t hetta proiettile t hetta
p E p m
s p p m m p p
m m Em Em
= =
= + = + + =
= + + asymp
p
Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
125 plusmn35 mb
PV LandshoffMarzo 2009
Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo
incertezzeassai rilevanti
Come varia il profilolongitudinale
Come varia il profilolongitudinale
Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith
LnNe
Profilo di sciame di protone di energia E
Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA
Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo
avrarsquo meno size di uno scimae da protone
Misura della composizione Ne vs Nμ
Misura della composizione Ne vs Nμ
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
P Auger
Anni 30 e seguenti
Ce un limite alla dimensioneenergia di uno sciame
Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi
Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Anni 50
Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami
Albuquerque
18
Extensive Air Showers (EAS)rlm
httpwww-ikfzkdecorsika
Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV
Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle
Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns
bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A
Edec ~ 20 GeV
nch ~ 10
nch ~ 23 nneut
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
LnNe
X (spess di materiale attraversato)
Numero di mip equivalenti dEdEmip
A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria
ersquo ~90
Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera
totale X~1030 gcm2
max log totEXA
⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠
( ) ( )h
X h l dlρinfin
= int
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare
Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati
Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente
Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)
Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m
( ) ( )
( )arg
2 2 2arg arg
2 2
0
2
2 2
proiettile t hetta
proiettile t hetta proiettile t hetta
p E p m
s p p m m p p
m m Em Em
= =
= + = + + =
= + + asymp
p
Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
125 plusmn35 mb
PV LandshoffMarzo 2009
Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo
incertezzeassai rilevanti
Come varia il profilolongitudinale
Come varia il profilolongitudinale
Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith
LnNe
Profilo di sciame di protone di energia E
Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA
Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo
avrarsquo meno size di uno scimae da protone
Misura della composizione Ne vs Nμ
Misura della composizione Ne vs Nμ
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi
cosmici
Anni 50
Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami
Albuquerque
18
Extensive Air Showers (EAS)rlm
httpwww-ikfzkdecorsika
Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV
Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle
Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns
bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A
Edec ~ 20 GeV
nch ~ 10
nch ~ 23 nneut
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
LnNe
X (spess di materiale attraversato)
Numero di mip equivalenti dEdEmip
A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria
ersquo ~90
Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera
totale X~1030 gcm2
max log totEXA
⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠
( ) ( )h
X h l dlρinfin
= int
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare
Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati
Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente
Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)
Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m
( ) ( )
( )arg
2 2 2arg arg
2 2
0
2
2 2
proiettile t hetta
proiettile t hetta proiettile t hetta
p E p m
s p p m m p p
m m Em Em
= =
= + = + + =
= + + asymp
p
Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
125 plusmn35 mb
PV LandshoffMarzo 2009
Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo
incertezzeassai rilevanti
Come varia il profilolongitudinale
Come varia il profilolongitudinale
Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith
LnNe
Profilo di sciame di protone di energia E
Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA
Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo
avrarsquo meno size di uno scimae da protone
Misura della composizione Ne vs Nμ
Misura della composizione Ne vs Nμ
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
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2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
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rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
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Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
Anni 50
Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami
Albuquerque
18
Extensive Air Showers (EAS)rlm
httpwww-ikfzkdecorsika
Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV
Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle
Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns
bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A
Edec ~ 20 GeV
nch ~ 10
nch ~ 23 nneut
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
LnNe
X (spess di materiale attraversato)
Numero di mip equivalenti dEdEmip
A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria
ersquo ~90
Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera
totale X~1030 gcm2
max log totEXA
⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠
( ) ( )h
X h l dlρinfin
= int
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare
Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati
Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente
Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)
Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m
( ) ( )
( )arg
2 2 2arg arg
2 2
0
2
2 2
proiettile t hetta
proiettile t hetta proiettile t hetta
p E p m
s p p m m p p
m m Em Em
= =
= + = + + =
= + + asymp
p
Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
125 plusmn35 mb
PV LandshoffMarzo 2009
Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo
incertezzeassai rilevanti
Come varia il profilolongitudinale
Come varia il profilolongitudinale
Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith
LnNe
Profilo di sciame di protone di energia E
Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA
Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo
avrarsquo meno size di uno scimae da protone
Misura della composizione Ne vs Nμ
Misura della composizione Ne vs Nμ
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
18
Extensive Air Showers (EAS)rlm
httpwww-ikfzkdecorsika
Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV
Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle
Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns
bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A
Edec ~ 20 GeV
nch ~ 10
nch ~ 23 nneut
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
LnNe
X (spess di materiale attraversato)
Numero di mip equivalenti dEdEmip
A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria
ersquo ~90
Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera
totale X~1030 gcm2
max log totEXA
⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠
( ) ( )h
X h l dlρinfin
= int
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare
Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati
Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente
Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)
Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m
( ) ( )
( )arg
2 2 2arg arg
2 2
0
2
2 2
proiettile t hetta
proiettile t hetta proiettile t hetta
p E p m
s p p m m p p
m m Em Em
= =
= + = + + =
= + + asymp
p
Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
125 plusmn35 mb
PV LandshoffMarzo 2009
Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo
incertezzeassai rilevanti
Come varia il profilolongitudinale
Come varia il profilolongitudinale
Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith
LnNe
Profilo di sciame di protone di energia E
Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA
Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo
avrarsquo meno size di uno scimae da protone
Misura della composizione Ne vs Nμ
Misura della composizione Ne vs Nμ
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle
Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns
bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A
Edec ~ 20 GeV
nch ~ 10
nch ~ 23 nneut
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
LnNe
X (spess di materiale attraversato)
Numero di mip equivalenti dEdEmip
A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria
ersquo ~90
Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera
totale X~1030 gcm2
max log totEXA
⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠
( ) ( )h
X h l dlρinfin
= int
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare
Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati
Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente
Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)
Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m
( ) ( )
( )arg
2 2 2arg arg
2 2
0
2
2 2
proiettile t hetta
proiettile t hetta proiettile t hetta
p E p m
s p p m m p p
m m Em Em
= =
= + = + + =
= + + asymp
p
Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
125 plusmn35 mb
PV LandshoffMarzo 2009
Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo
incertezzeassai rilevanti
Come varia il profilolongitudinale
Come varia il profilolongitudinale
Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith
LnNe
Profilo di sciame di protone di energia E
Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA
Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo
avrarsquo meno size di uno scimae da protone
Misura della composizione Ne vs Nμ
Misura della composizione Ne vs Nμ
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns
bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A
Edec ~ 20 GeV
nch ~ 10
nch ~ 23 nneut
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
LnNe
X (spess di materiale attraversato)
Numero di mip equivalenti dEdEmip
A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria
ersquo ~90
Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera
totale X~1030 gcm2
max log totEXA
⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠
( ) ( )h
X h l dlρinfin
= int
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare
Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati
Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente
Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)
Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m
( ) ( )
( )arg
2 2 2arg arg
2 2
0
2
2 2
proiettile t hetta
proiettile t hetta proiettile t hetta
p E p m
s p p m m p p
m m Em Em
= =
= + = + + =
= + + asymp
p
Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
125 plusmn35 mb
PV LandshoffMarzo 2009
Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo
incertezzeassai rilevanti
Come varia il profilolongitudinale
Come varia il profilolongitudinale
Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith
LnNe
Profilo di sciame di protone di energia E
Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA
Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo
avrarsquo meno size di uno scimae da protone
Misura della composizione Ne vs Nμ
Misura della composizione Ne vs Nμ
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
Edec ~ 20 GeV
nch ~ 10
nch ~ 23 nneut
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
LnNe
X (spess di materiale attraversato)
Numero di mip equivalenti dEdEmip
A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria
ersquo ~90
Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera
totale X~1030 gcm2
max log totEXA
⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠
( ) ( )h
X h l dlρinfin
= int
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare
Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati
Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente
Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)
Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m
( ) ( )
( )arg
2 2 2arg arg
2 2
0
2
2 2
proiettile t hetta
proiettile t hetta proiettile t hetta
p E p m
s p p m m p p
m m Em Em
= =
= + = + + =
= + + asymp
p
Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
125 plusmn35 mb
PV LandshoffMarzo 2009
Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo
incertezzeassai rilevanti
Come varia il profilolongitudinale
Come varia il profilolongitudinale
Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith
LnNe
Profilo di sciame di protone di energia E
Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA
Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo
avrarsquo meno size di uno scimae da protone
Misura della composizione Ne vs Nμ
Misura della composizione Ne vs Nμ
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
LnNe
X (spess di materiale attraversato)
Numero di mip equivalenti dEdEmip
A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria
ersquo ~90
Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera
totale X~1030 gcm2
max log totEXA
⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠
( ) ( )h
X h l dlρinfin
= int
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare
Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati
Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente
Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)
Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m
( ) ( )
( )arg
2 2 2arg arg
2 2
0
2
2 2
proiettile t hetta
proiettile t hetta proiettile t hetta
p E p m
s p p m m p p
m m Em Em
= =
= + = + + =
= + + asymp
p
Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
125 plusmn35 mb
PV LandshoffMarzo 2009
Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo
incertezzeassai rilevanti
Come varia il profilolongitudinale
Come varia il profilolongitudinale
Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith
LnNe
Profilo di sciame di protone di energia E
Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA
Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo
avrarsquo meno size di uno scimae da protone
Misura della composizione Ne vs Nμ
Misura della composizione Ne vs Nμ
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-
Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame
LnNe
X (spess di materiale attraversato)
Numero di mip equivalenti dEdEmip
A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria
ersquo ~90
Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera
totale X~1030 gcm2
max log totEXA
⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠
( ) ( )h
X h l dlρinfin
= int
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare
Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati
Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente
Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)
Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m
( ) ( )
( )arg
2 2 2arg arg
2 2
0
2
2 2
proiettile t hetta
proiettile t hetta proiettile t hetta
p E p m
s p p m m p p
m m Em Em
= =
= + = + + =
= + + asymp
p
Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
125 plusmn35 mb
PV LandshoffMarzo 2009
Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo
incertezzeassai rilevanti
Come varia il profilolongitudinale
Come varia il profilolongitudinale
Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith
LnNe
Profilo di sciame di protone di energia E
Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA
Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo
avrarsquo meno size di uno scimae da protone
Misura della composizione Ne vs Nμ
Misura della composizione Ne vs Nμ
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
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protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Raggi Cosmici e fisica delleparticelle
Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare
Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati
Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente
Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)
Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m
( ) ( )
( )arg
2 2 2arg arg
2 2
0
2
2 2
proiettile t hetta
proiettile t hetta proiettile t hetta
p E p m
s p p m m p p
m m Em Em
= =
= + = + + =
= + + asymp
p
Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
125 plusmn35 mb
PV LandshoffMarzo 2009
Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo
incertezzeassai rilevanti
Come varia il profilolongitudinale
Come varia il profilolongitudinale
Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith
LnNe
Profilo di sciame di protone di energia E
Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA
Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo
avrarsquo meno size di uno scimae da protone
Misura della composizione Ne vs Nμ
Misura della composizione Ne vs Nμ
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente
Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)
Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m
( ) ( )
( )arg
2 2 2arg arg
2 2
0
2
2 2
proiettile t hetta
proiettile t hetta proiettile t hetta
p E p m
s p p m m p p
m m Em Em
= =
= + = + + =
= + + asymp
p
Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
125 plusmn35 mb
PV LandshoffMarzo 2009
Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo
incertezzeassai rilevanti
Come varia il profilolongitudinale
Come varia il profilolongitudinale
Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith
LnNe
Profilo di sciame di protone di energia E
Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA
Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo
avrarsquo meno size di uno scimae da protone
Misura della composizione Ne vs Nμ
Misura della composizione Ne vs Nμ
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Spettro dei rc e energia degliacceleratori
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
125 plusmn35 mb
PV LandshoffMarzo 2009
Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo
incertezzeassai rilevanti
Come varia il profilolongitudinale
Come varia il profilolongitudinale
Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith
LnNe
Profilo di sciame di protone di energia E
Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA
Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo
avrarsquo meno size di uno scimae da protone
Misura della composizione Ne vs Nμ
Misura della composizione Ne vs Nμ
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p
125 plusmn35 mb
PV LandshoffMarzo 2009
Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo
incertezzeassai rilevanti
Come varia il profilolongitudinale
Come varia il profilolongitudinale
Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith
LnNe
Profilo di sciame di protone di energia E
Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA
Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo
avrarsquo meno size di uno scimae da protone
Misura della composizione Ne vs Nμ
Misura della composizione Ne vs Nμ
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
Come varia il profilolongitudinale
Come varia il profilolongitudinale
Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith
LnNe
Profilo di sciame di protone di energia E
Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA
Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo
avrarsquo meno size di uno scimae da protone
Misura della composizione Ne vs Nμ
Misura della composizione Ne vs Nμ
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione
Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith
LnNe
Profilo di sciame di protone di energia E
Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA
Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo
avrarsquo meno size di uno scimae da protone
Misura della composizione Ne vs Nμ
Misura della composizione Ne vs Nμ
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
Misura della composizione Ne vs Nμ
Misura della composizione Ne vs Nμ
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
32
Haverah Park (UK)rlm
Area 12km2
Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
Le grandi incertezze delle misureindirette
Le grandi incertezze delle misureindirette
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
RisultatiRisultati
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
Risultati in termine dicomposizione elementale
Risultati in termine dicomposizione elementale
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
37
AGASA (Japan)rlm
Area ~100km2
111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2
fibre optics networkclosed down 2004
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
38
AGASA esempio di analisi di sciame a terra
Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator
Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV
AGASA --gtS(600) rlm
Shower footprint on ground
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
39
2P(0
1rlm(
2P(0
21N
(00
rlm(
2P(1
0rlm(
2P(0
0rlm(
2P(1
2rlm(
250 300 350 400 450 nm
2P(0
21N
(00
rlm(
- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)
- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm
-isotropica lungo le tracce
- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo
Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
40
Tecnica della Luce di Fluorescenza
fluorescence
Cherenkov
Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov
assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m
correggere per la missing energy
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
42
HR-IHR-II 126 km
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)
bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
43
HiRes I amp Hires II
HiResHiRes--II
HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April
200637 m2 mirrors 256 PMTs
HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio
Ek=3middot1015 eV
2deg Gin Caviglia
E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV
dip
ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo
transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)
InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari
non leasing nelle interazioni
dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
46
Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche
ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm
HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione
Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
48
Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)
- accelerazione diretta(elettromotrice force)
Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di
correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm
- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm
Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)
Log
(B
(G)) Emax ~ Z B R
Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
49
Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici
Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)
nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm
γ + γCMB IR RB e+ + e-
Ethr ~ 3 1014 εγ eV
fotoni
p + γCMB p + π0n + π+
p + e+ + e-
protons
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
La regione delle EnergiaEstreme
Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
54
Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia
GZK cut-off
γ isin CMBR∆(1232 MeV)
M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV
~1020 eV~1020 eV
( 2)2
(1 cos ) 2( )
thrM mE m
qper
head on collisions
ππ
θ
+=
minus =minus
Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
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Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
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Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa
52
Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
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Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
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Astronomia degli UHECR
E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd
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Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi
decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici
- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces
- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos
- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di
energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa
Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ
tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm
La regione delle EnergiaEstreme
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Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
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E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
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La regione delle EnergiaEstreme
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Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta
Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale
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E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc
δθ ~ dR
Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
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Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
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Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido
Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)
UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV
Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )
Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991
EndEnd