La Scienza nelle Scuole

Gian Paolo Imponente

www.centrofermi.it/eee

EEEExtreme Energy Events

Obiettivi• Rete estesa di rivelatori nelle Scuole Superiori

A regime: potenzialità di una scoperta di Fisica

• In ogni Scuola: 1 “telescopio” per muoni/sciami (3 piani MRPC)

• 2005: 7 città pilota (To, Bo, Frasc-Grottaf, Aq, Le, Ct, Ca)

• 2005 Maggio-Giugno: (personale INFN/CFermi + Scuole) – CERN (Ginevra): costruzione 1 MRPC– Frascati: rimanenti 2 MRPC

• 2005 2006: 3 Scuole + 1 Sez. INFN telesc. /città

Raggi cosmici di altissima energia

• Sciami di raggi cosmici: coincidenza a terra

• Coincidenza di primari fuori dall’atmosfera

• Meccanismi di produzione/accelerazione:– sistemi astrofisici– processi “esotici”

• La griglia di rivelatori– MRPC

Cosa sono i raggi cosmici?

• 1912 Victor Hess: contatore su pallone --- radiazione aumentava!

“Cosmica”

•Inizio del XX secolo: radiazione misurata nell’ambiente molto superiore a quella attesa dalle sorgenti radioattive naturali

• Particelle sub-atomiche, con energie molto varie: 109-1021 eV

Il flusso varia con l’energia: bassa migliaia /m2/s “facile” da misurare

alta alcuni/Km2/secolo “difficile”

La composizione è varia:

•Protoni (soprattutto)

•Nuclei pesanti (fino all’Uranio)

• 0.1% fotoni (gamma)

carichi: deflessi da campi magnetici extra/galattici

“pesanti”: deflessi meno

neutri: propagazione in linea retta (o quasi)

Radiazione Energia

Fotone luminosoosservabile da un occhio

1 eV

Raggi Ultra Violetti provenienti dal Sole, possono bruciare la pelle

10 eV

X-Raypossono attraversare il corpo

1000 eV = 1 keV

Gamma rayes. rivelabili dal telescopio Whipple

1012 eV = 1 TeV

Raggi Cosmici di media energia

1015 eV = 1 PeV

Raggi Cosmici di alta energia 1020 eV = 100 EeV

Raggi Cosmici di altissima energiaMisurati

3x1020 eVQuesta è l’energia lanciando una palla da bowling su un piede dall’altezza di un metro!

Energia abbreviazione

103 eV = 1,000 eV Kev = Kilo electron volt

106 eV = 1,000,000 eV MeV = Mega electron volt

109 eV = 1,000,000,000 eV GeV =Giga electron volt

1012 eV = 1,000,000,000,000 eV TeV = Terra electron volt

1015 eV = 1,000,000,000,000,000 eV PeV = Peta electron volt

1018 eV = 1,000,000,000,000,000,000 eV EeV = Exa electron volt

1021 eV = 1,000,000,000,000,000,000,000 eV ZeV = Zeta electron volt

Elettron Volt

Come si studianoEnergia Tecniche differenti

1. Bassa energia, assorbiti dall’atmosfera – rivelatori su satelliti

2. Media energia – piccole piogge in atmosfera

Radiazione Cherenkov rivelata al suolo

3. Altissima energia: pioggia anche molto estesa (Km)

Le particelle continuano ad interagire ed al suolo sono rivelate da una griglia di strumenti

Sciame: un primario colpisce l’atmosfera jet di altre particelle secondarie (106/minuto)

Urti successivi con azoto e ossigeno pioggia

Estensive Air Shower (EAS)

Ad altissime energie: altissimo numero di particelle secondarie circa 109 arrivano al suolo, velocità c

primario

I rivelatori sono colpiti ad istanti successivi

Intensità maggiore al centro

alcune particelle si fermano solo molti metri sotto il suolo

densità di particelle griglia di rivelatori

non si può vedere!

Sciami di raggi cosmici

p, N, e-, e+, X, …

e-, e+, …

• T di arrivo (GPS)

• ricostruzione del

(?)

Muoni- particelle elementari,

•instabili,

•traiettoria quasi parallela al primario,

•percorrono Km e arrivano a terra prima di decadere (effetto relativistico)

•massa 105 MeV (e:0,5 MeV)

Da dove vengono Mah?Direzione

1. Particelle cariche: deflesse e accelerate dai campi magnetici galattici – accelerazione di Fermi -- incertezza sulla direzione di provenienza

2. Fotoni: in linea retta – (es. Crab Nebula, AGN)

Galattici correlazione con il piano galatticoExtra-galattici isotropia

Nube di gas, residuo dell’esplosione di una supernovaCina July 4, 1054 A.D.

Crab Nebula

AGNNucleo Galattico Attivo

nella Crab nebula, visto dal telescopio spaziale Hubble

Filmato della pulsar

Raggi cosmici di altissima energia• alla ricerca dell’origine

• sono deflessi molto meno degli altripotrebbero puntare indietro alla sorgente

• Come?

•Molte ipotesi: sistemi binari di stelle, residui di supernove

•Meccanismi di accelerazione: tante ipotesi – Nuova Fisica: particelle primordiali super-massive

• Dove?

•Regioni enormi/con campi magnetici intensi

• a che distanza da noi?

Da più lontano

Non più di 150 milioni di anni luce (galassie vicine)

Radiazione cosmica di fondo perdita di energia non arriverebbero Invece…

•Provenienza isotropa (?)

•Eventi di altissima energia (?)

Galassia:

Il campo magnetico non riuscirebbe ad intrappolarli produzione vicino alla Terra

Maggiore provenienza dal piano galattico

Record:1 evento 3x1020 eV

palla da tennis a 290 Km/h

Radiazione Cosmica di fondo - CMB

Fase molto calda: plasma di fotoni e barioni= gas di materia ionizzata e radiazione fotoni/elettroni

Raffeddamento: età universo 300.000 anniGli atomi diventano neutri formazione idrogeno

Forma di radiazione “perfetta” (esclude processi contingenti)

3 min 300.000 anni 13-16 miliardi y

Guardare la CMB = immagine dell’Universo all’età di 3x105y

Nel modello cosmologico standard, l’universo è iniziato in una fase molto calda e densa - “Big Bang”

– Espansione e raffreddamento– Radiazione: Penzias e Wilson 1965

Molto fredda: circa 3Klunghezza d’onda: microonde (mm, cm)Fotoni: 400/cm3 (1% rumore rivelabile con una tv)

– Uniforme nel cielo (1/10.000)– Radiazione fossile del big bang

E’ densa nel cielo: i raggi cosmici interagiscono perdendo energia

Un po’ di cabala…

Misura aggiornata: 2.725 +/- 0.001 Kelvin (Mather et al. 1999, ApJ, 512, 511).

•Sembra sospettosamente e Kelvin (=2.718281828 K). •E’ il punto triplo dell’acqua diviso per 100 (=2.7315 K)? •Potrebbe essere esattamente 30/11 Kelvin (=2.727 K)? •O forse sqrt (15/2) Kelvin (=2.739 K)? •E invece (2  /  )4 mec

2/k (=2.762 K)?

•O piuttosto (2/5) (G  me / 2   mp)1/4 mpc

2/k (=2.719 K)?

•Addirittura (4/  ) -3  G1/2 mpc

2/k (=2.741 K)?

•O ancora meglio 16  sqrt2    G1/4 mec

2/k (=2.727 K)?

•O in termini delle unità di Planck e-73TPl (=2.805 K), dove TPl=  ((hbar)c5/G)/k ? •O trasformando in unità imperiali come la Lega (=3 miglia), che dire di hc/k µL (=2.98 K)? = e2/4 0 c(hbar) ; G = G me

2/ c(hbar)

Via Lattea•Campi magnetici galattici

Esempi di raggi cosmici in campi magnetici galattici

Frecce=direzioni (variabili) del campo magnetico dovuto a distribuzione casuale di residui di supernovae

colori= densità di raggi cosmici accumulati

Simulazione di raggi cosmici immessi casualmente nel disco galattico in rotazione

Densità di energia dei raggi cosmici al variare del campo magnetico

(astro-ph/0402662)

Come si rivelano

Cosa ci aspettiamo di ‘vedere’

Confrontando le misure (numero di particelle, tempo di arrivo, posizione,

direzione) con le simulazioni al computer si ricostruiscono le caratteristiche dello sciame

1017 eV

Distribuzione dei telescopi

Coincidenze di sciami distanti

possibili meccanismi:• processi astrofisici “lontani” (Mpc, 1019 Km)• interazioni “vicine” (103-106 Km)•nuova Fisica …

Il rivelatore MRPC• Multigap Resistive Plate Chamber

Filo da pesca per spaziare i fogli di vetro avvolto sulle viti

Striscioline di rame per raccogliere il segnale elettrico

Montaggio dell’MRPC

Obiettivi• Rete estesa di rivelatori nelle Scuole Superiori

A regime: potenzialità di una scoperta di Fisica

• In ogni Scuola: 1 “telescopio” per muoni/sciami (3 piani MRPC)

• 2005: 7 città pilota (To, Bo, Frasc-Grottaf, Aq, Le, Ct, Ca)

• 2005 Maggio-Giugno: (personale INFN/CFermi + Scuole) – CERN (Ginevra): costruzione 1 MRPC– Frascati: rimanenti 2 MRPC

• 2005 2006: 3 Scuole + 1 Sez. INFN telesc. /città