Relazione del gruppo di lavoro per la definizione di una RoadMap in CSN2: area 3 Radiazione Cosmica A. Insolia,S. Mari, D.Martello, R. Mussa, P.Piattelli

1. Introduzione Gli esperimenti presenti nella CSN2 relativi allo studio della radiazione cosmica dal suolo e dalle profondità marine sono ricchi di risultati e, con la sola esclusione di NEMO, sono in presa dati da alcuni anni. E’ quindi utile fare il punto della situazione e valutare quali sono le domande ancora aperte che aspettano una risposta e quali opportunità ci sono in un prossimo futuro. Nella nostra valutazione siamo partiti dall’analizzare le Road Map dei principali enti e istituzioni internazionali valutando in quali attività l’INFN era già coinvolta e quali iniziative, invece, non vedevano una partecipazione dell’INFN. Nel fare questa analisi siamo passati da una valutazione delle attività già presenti e dei principali risultati raggiunti (descritti in maniera schematica nella sezione 2). Nella sezione 3 sono quindi riportare le Road Map di altri enti o istituzioni internazionali che operano nello stesso settore. Nella sezione, infine, 4 riportiamo le principali nuove proposte con le quali l’ente dovrà confrontarsi.

2. La Radiazione Cosmica

2.1 Raggi cosmici carichi e raggi gamma Gli ultimi anni sono stati un periodo denso di risultati sperimentali di grande rilevanza che hanno visto come protagonista il settore della fisica dei raggi cosmici:dai numerosi risultati ottenuti dai rivelatori Cherenkov di fotoni alla scala del TeV, alla conferma del cutoff GZK nello spettro dei raggi cosmici, alle misure di composizione nella regione del ginocchio. A questi risultati si affiancano le innumerevoli misure dei rivelatori nello spazio, quali Fermi, Pamela, Agile, delle quali si occupa l’area 4. In tutte queste attività l’INFN e’ stata sempre presente e ha svolto un ruolo di primo piano. Nonostante la gran mole di risultati, molti problemi sono ancora aperti e molte domande necessitano ancora di una risposta.

Figura 1: Spettro dei raggi cosmici (arXiv 0904.0725v1)

La figura con cui occorre confrontarsi è, come sempre, lo spettro dei raggi cosmici riportato in figura 1. La regione attinente l’area 3 è quella di più alta energia, dove operano i rivelatori di superficie. Nella figura è anche evidente una regione di sovrapposizione con le misure dirette effettuate mediante apparati nello spazio e su pallone. Nella regione d’interesse alla linea scientifica 3 possiamo suddividere la nostra esposizione su tre scale di energia.

2.2 Ginocchio Questa regione dello spettro (da E~1015 a 1017 eV) è la più studiata in assoluto. L’ipotesi più accreditata che spiega i meccanismi di accelerazione e il cambio di pendenza e composizione nella regione del ginocchio prevede che i Raggi Cosmici siano accelerati dalle onde d’urto che accompagnano l’espansione di supernova (SNR). Per riprodurre i risultati sperimentali sulla composizione dello spettro occorre anche prendere in considerazione i meccanismi di propagazione delle particelle e il loro confinamento nel campo magnetico galattico (figura 2).

Figura 2: Confronto tra modelli di accelerazione e propagazione dei Raggi Cosmici una media delle misure dirette (banda scura) e indirette (banda chiara) della massa dei RC stessi.

Nonostante lo scenario sopra descritto sembra il più probabile, va comunque fatto notare che a tutt’oggi non vi è una prova definitiva che i raggi cosmici galattici siano accelerati in SNR. Dato che l’effetto dei campi magnetici galattici impedisce di identificare direttamente le sorgenti dei raggi cosmici, sono necessarie misure di altri messaggeri prodotti nel processo di accelerazione e interazione con i gas presenti nei siti di accelerazione, quali i raggi gamma e i neutrini. Infatti l’accelerazione di protoni e nuclei è associata, oltre che alla produzione di radiazione elettromagnetica, alla produzione di pioni neutri e carichi che, decadendo, danno origine a fotoni e neutrini di alta energia. Studi delle caratteristiche dello spettro energetico dei raggi gamma emessi da SNR a diverse lunghezze d’onda sono uno degli strumenti migliori per riconoscere un sito di accelerazione dei raggi cosmici galattici (vedi figura 3).

Figura 3: Confronto tra misure sperimentali di raggi X e Gamma emessi dalla SNR RXJ 1713.7-3946 e un modello elettromagnetico (pannello a sinistra) e un modello adronico (panello a destra). Le due bande sotto di ognuna delle due figure mostrano i residui delle misure sperimentali rispetto al fit con i modelli (Q. Yaun et. Al. ) .

Mentre le misure dello spettro in funzione della composizione nella regione del ginocchio sono ormai responsabilità della futura generazione di rivelatori nello spazio o su pallone, la misura dei raggi gamma e dei neutrini è ormai di competenza dei rivelatori di superficie, sottomarini o immersi nel ghiaccio. Il decennio 2000-2010 è stato caratterizzato dallo sviluppo degli imaging Cerenkov detectors di grandi dimensioni, sia nell’emisfero australe (CANGAROO e HESS), sia nell’emisfero boreale (MAGIC e VERITAS). Questa classe di rivelatori ha consentito di raggiungere altissime sensibilità, riassunte nella tabella 1, e di scoprire un gran numero di sorgenti galattiche ed extra-galattiche. In particolare, l’esperimento MAGIC, finanziato anche dall’INFN, ha la soglia più bassa di energia, che consente lo studio degli oggetti più lontani finora osservati in banda gamma. Le osservazioni portate avanti da questi apparati hanno permesso di identificare un gran numero di sorgenti al TeV, di misurarne lo spettro con estrema accuratezza e, per la prima volta, studiare la morfologia di alcuni SNR alle energie del TeV. Questa grande mole d’informazioni ha permesso di fare un passo avanti nella conoscenza dei possibili siti di accelerazione dei raggi cosmici galattici.

Tabella 1: Confronto tra le principali caratteristiche degli Imaging Cerenkov Detectors in attività.

Le accuratezze raggiunte, però, non sono state sufficienti a identificare con certezza almeno un sito, e quindi un meccanismo, di accelerazione dei raggi cosmici galattici. E’, quindi, necessaria una nuova generazione di apparati che migliori di un altro ordine di grandezza sia la risoluzione angolare sia la sensibilità. Non è da escludere inoltre, che la prova definitiva dell’identificazione di una sorgente di raggi cosmici nella regione del ginocchio possa venire solo dai neutrini, che non risentono dei meccanismi dispersivi dovuti ai campi magnetici galattici sui cosmici carichi, né dell’ambiguità nell’interpretazione dei meccanismi di produzione di fotoni di alta energia.

2.3 La caviglia e la regione di transizione La regione dello spettro tra 1017 e 1018.5 eV coincide con la regione di transizione tra raggi cosmici intrappolati nel campo magnetico galattico e quindi prevalentemente di origine galattica e raggi cosmici di provenienza extragalattica. In questa regione si osservano due cambi di pendenza, il secondo ginocchio (intorno a 0.5 EeV) e la caviglia (a 3 EeV) . Questa regione e’ ad esclusivo appannaggio dei rivelatori di superficie ed e’ la parte dello spettro meno studiata, per cui a tutt’oggi vi sono molte incertezze e sull’origine e forse sull’esistenza stessa della caviglia. La questione della composizione è tuttora irrisolta, dato che tecniche differenti danno risultati in contraddizione: in HiRes-MIA (Abu-Zayyad, 2000), misurando la densità di muoni a 600 metri dal core, si conclude che tra 0.1 e 1 EeV i raggi cosmici sono dominati dalla componente pesante, in contraddizione con lo studio del massimo dello sviluppo longitudinale dello sciame EM con la luce di fluorescenza, da cui si evince che tra queste due energie abbia luogo la transizione da una composizione dominata da ferri a uno dominata da protoni. Nell’ultimo decennio, la collaborazione KASCADE-Grande a Karlsruhe ha preso dati con più tecniche di superficie in questa regione energetica. Tale progetto copre un’area di soli 0.56 km2 e non può contare su grande statistica sopra 0.5 EeV. L’analisi dei dati e’ ancora in corso.

Figura 4: la discrepanza HiRes/MIA: a sinistra, la distribuzione della densità di muoni a 600 metri dal core indica una composizione dominata da Fe, mentre Xmax (a destra) indica una transizione verso elementi leggeri.

Molti modelli sono stati proposti basati su ipotesi spesso in contraddizione le une con le altre. Una misura accurata e dello spettro e della composizione in questa regione di energia in un futuro prossimo sarebbe quindi molto utile a comprendere la parte finale dello spettro dei raggi cosmici galattici e il suo raccordo con la componente extragalattica.

2.4 Fine dello spettro Nel decennio appena trascorso, l’esperimento AUGER (che per primo combina la tecnica di rivelazione degli sciami estesi in luce di fluorescenza con la rivelazione della componente elettromagnetica e muonica in superficie) ha avuto un ruolo cruciale nel definitivo assessment dell’esistenza del GZK cutoff, ipotizzato subito dopo la scoperta del CMB, ma messo in discussione dalla precedente generazione di esperimenti (HiRes e AGASA). L’introduzione della tecnica ibrida, e la copertura di una superficie di 3000 km2, ha consentito ad AUGER di ridurre al 20% gli errori sistematici sulla scala di energia, con la prospettiva di successivi miglioramenti nei prossimi anni, grazie all’ausilio di misure più precise del fluorescence yield con esperimenti dedicati, e ad un sistema di monitoraggio atmosferico che, integrando tecniche passive (immagini satellitari, stazioni meteorologiche, radiosonde, camere ad infrarossi in situ) e attive (una rete di LIDAR in situ), permette di caratterizzare in tempo reale i parametri della troposfera in cui avviene lo sviluppo dello sciame. Il cutoff GZK è ormai consolidato ma una conoscenza della natura dei primari aiuterebbe a comprenderne le possibili fonti di accelerazione e, indirettamente, introdurrebbe alcuni vincoli sulla natura della caviglia. Un’immediata conseguenza della conferma del GZK cutoff consiste nella drastica riduzione della regione dell’universo da cui possono provenire i raggi cosmici carichi di più alta energia (vedi figura 5). All’interno dell’orizzonte GZK esiste un numero limitato (e non distribuito in maniera isotropa sulla sfera celeste) di potenziali sorgenti di UHECR.

Figura 5: L’universo osservabile dalla terra attraverso vari messaggeri e per le diverse scale di energia.

Nel 2007, AUGER ha pubblicato l’evidenza di correlazione tra le direzioni di arrivo degli UHECR sopra il GZK cutoff e i nuclei galattici attivi (Abraham 2007). Con la presa dati degli ultimi due anni si è potuto accertare che la significatività della correlazione è inferiore a quanto originariamente affermato, evidenziando una situazione più complessa, che richiederà parecchi anni di presa dati (vedi figura 6). A tutt’oggi, la candidata sorgente più significata e’ Centaurus A, un nucleo galattico attivo a circa 4 Mpc di distanza dal sistema solare: circa 20% degli UHECR con energia superiore ai 55 EeV provengono da una regione angolare di circa 18 gradi di ampiezza centrata su Centaurus A.

Figura 6: Distribuzione della probabilità di correlazione degli eventi di AUGER con gli AGN vicini confrontata con la probabilità di correlazione accidentale nel caso di distribuzione isotropa (linea tratteggiata).

L’identificazione di anisotropie aiuterebbe a comprendere la natura dei primari eliminando una delle fonti d’incertezza sulla composizione. L’osservabile più attendibile per la determinazione della massa del primario è la profondità in atmosfera alla quale lo sciame elettromagnetico raggiunge il suo massimo. Una misura diretta di questo parametro è possibile solo per gli sciami osservati dal rivelatore di fluorescenza, di cui non esiste un campione statistico sufficiente a consentire di fare affermazioni sugli UHECR con energie superiori al GZK cutoff. Il confronto con i dati Monte Carlo degli eventi con energie fino a 50 EeV suggerisce che la composizione del primario si appesantisca alle energie più alte (Abraham 2010). La conferma di sorgenti extragalattiche non è conciliabile con una natura pesante del primario. D’altro canto è difficilmente proponibile un meccanismo di accelerazione e trasporto dei raggi cosmici di altissima energia in sorgenti localizzate che comporti l’arrivo sulla Terra di primari oltre il GZK solo pesanti. È quindi evidente che la conoscenza attuale della parte più energetica dei raggi cosmici presenta ancora numerosi problemi aperti. Un aumento della statistica mondiale disponibile e, in particolare, un miglioramento della conoscenza della natura (massa) dei primari è auspicabile.

2.5 Astronomia con neutrini L’astronomia con neutrini rimane una delle principali priorità nel campo. Ricordiamo che, fino ad oggi, gli unici neutrini di origine extra-terrestre che sono stati rivelati sono quelli di origine solare e quelli provenienti dalla supernova 1987A. La prossima frontiera è rivelare neutrini provenienti da sorgenti galattiche ed extragalattiche. Come più volte ricordato nella precedente sezione, la loro rivelazione fornirà delle informazioni sulla natura dei processi di produzione e accelerazione dei raggi cosmici. La scala di volume per tali rivelatori è fissata dai modelli teorici al kilometro cubo. La tecnica di rivelazione, ormai consolidata da una più che decennale esperienza, si basa sulla rivelazione dei fotoni Cherenkov emessi dai muoni secondari prodotti nelle interazioni di neutrino all’interno di grandi volumi di acqua o ghiaccio, posti ad alcune migliaia di metri sotto la superficie che schermano il flusso di muoni atmosferici. Il suddetto volume viene strumentato con una matrice sparsa di sensori ottici. Il tracciamento dei muoni con precisione dell’ordine del decimo di grado, è basato sulla determinazione dei tempi di arrivo dei fotoni Cherenkov. Nella ricerca di neutrini cosmici ci si focalizza principalmente sulla rivelazione di neutrini che provengono dall’emisfero opposto (neutrini up-going) utilizzando così l’intera Terra come filtro per

tutte le altre particelle. Per osservare l’intero cielo sono pertanto necessari due telescopi di neutrini posizionati in emisferi opposti. Le sfide tecnologiche che una simile impresa comporta hanno richiesto molti anni di studi di fattibilità e un’intensa attività di ricerca e sviluppo, che è passata dall’iniziale insuccesso di Dumand alla realizzazione prima di apparati di scala del decimo di kilometro cubo (Baikal, Amanda, Antares) fino alla realizzazione del primo telescopio di scala km3 (IceCube). La costruzione di IceCube, che osserva l’emisfero Nord, nelle profondità dei ghiacci dell’Antartide, è stata completata a fine 2010. Consiste di 80 stringhe equipaggiate con sensori ottici (PMT da 10”) spaziati verticalmente di17 m. Le stringhe sono disposte con un layout esagonale con spaziatura di 125 m. Il rivelatore è stato completato con l’installazione di un Deep Core, realizzato con 6 stringhe più densamente strumentate, il cui obiettivo è di abbassare la soglia di rivelazione in energia, utilizzando anche l’intero IceCube come veto per i down-going, per permettere la rivelazione di flussi di neutrini da annichilazione di Materia Oscura. La presa dati è iniziata subito dopo l’installazione delle prime stringhe ed è proseguita in fasi successive, con l’avanzamento della costruzione. Attualmente sono stati rilasciati i dati fino alla fase IC40 per una esposizione totale corrispondente a circa 6 mesi dell’intero IceCube, senza alcuna evidenza statisticamente significativa di neutrini cosmici. Lo stato dell’arte per quanto riguarda i flussi diffusi è mostrato in fig. 7.

Figura 7: Limiti sui flussi diffusi di neutrino determinato da IceCube IC40, confrontati con vari modelli. Per confronto sono riportati anche i limiti determinato da altri esperimenti (R. Abbasi et al, 2011).

Per quanto riguarda l’osservazione di sorgenti puntiformi va ricordato che la collocazione geografica di IceCube non permette l’osservazione di un’ampia regione del cielo, in particolare di quella che include il centro galattico. L’INFN ha anche dato un significativo contributo alla realizzazione ed operazione di Antares. Va ricordato che al momento Antares è il più grande telescopio per neutrini operante nell’emisfero boreale. Anche con Antares è stata effettuata sia una ricerca di neutrini da flussi diffusi (J.A. Aguilar et al, 2011) che di neutrini da sorgenti puntiformi. In entrambi i casi non è stato osservato alcun eccesso statisticamente significativo. I limiti sui flussi (90% c.l.) sono mostrati in figura 8 insiema a quelli di IceCube.

Figura 8: Limiti attuali sui flussi di neutrini da sorgenti puntiformi al 90% c.l.

3. Road Map Internazionali

3.1 PASAG 2009 Particle Astrophysics (US) La Road Map delle agenzie statunitensi operanti nel settore (DOE e NSF) è stata realizzata tenendo conto della previsione di bilancio per la ricerca in US a partire dal 2010. Sono individuati 4 possibili scenari con disponibilità finanziarie via via crescenti. I quattro scenari sono identificati dalle lettere A (fondi moto contenuti), B, C e D (fondi molto abbondanti). I vari possibili progetti sono quindi inquadrati all’interno dei possibili scenari economici. In questo momento il livello di finanziamento alla ricerca in US si colloca a cavallo tra gli scenari indicati con le lettere A e B. Limitandosi quindi alla situazione più realistica (scenari A e B) il PASAG propone il finanziamento HAWC e l’upgrade di VERITAS (tra l’altro già portato a termine) e nel caso di scenario B prevede una partecipazione dei gruppi americani in CTA . La realizzazione dell’equivalente progetto americano (AGIS) è sostenuta solamente nel caso di uno scenario D. CTA si propone quindi come l’unico progetto globale di osservazione di raggi gamma con imaging Cerenkov. Auger Nord è preso in considerazione solo nel caso di uno scenario economico di tipo C. Tenendo presente che ICECUBE ha appena terminato la fase di costruzione, non sono presi in considerazione nuovi esperimenti per la rivelazione di neutrini di altissima energia.

3.2 ASTRO2010 New Horizons in Astronomy and Astrophysics (US) La Road Map di ASTRO2010 è prevalentemente orientata all’astronomia più tradizionale, tipicamente non di competenza dell’INFN. Data, però, l’affinità di alcuni argomenti trattati abbiamo ritenuto utile esaminarla. La fisica dei raggi cosmici con rivelatori in superficie è messa in bassa priorità. La priorità assegnata ad AUGER Nord è 3 su una scala da 1 (priorità alta) a 4 (priorità bassa) mentre quella assegnata a CTA è 4. Secondo questa comunità le priorità del prossimo decennio sono rispettivamente:

1) Lo studio della formazione di stelle, galassie e buchi neri. 2) L’identificazione di pianeti abitabili. 3) Lo studio della fisica di base intesa come Relatività Generale, Dark Mass ed Energy.

3.3 ASPERA AStroParticle ERAnet (EU) 2008 La Road Map di ASPERA identifica sette progetti considerati di grande rilevanza nel prossimo futuro. Tra questi “magnifici sette” non è definita una chiara priorità, ma tutte e sette le proposte sono considerate di uguale rilevanza. Delle sette iniziative messe in evidenza, tre sono d’interesse per la linea 3: CTA , KM3NeT e AUGER Nord .

3.4 ASTRONET The Strategic Plane for Europen Astronomy (EU) La Road Map identificata dalla comunità astrofisica Europea più che valutare le varie aree tematiche si concentra sulla valutazione dei singoli progetti presentati dividendoli in tre sottogruppi in base al costo complessivo previsto. I progetti d’interesse della nostra area tematica sono due (CTA e KM3NeT ). Entrambi i progetti sono considerati di media grandezza e sono rispettivamente posti in seconda e terza priorità tra i progetti della loro dimensione.

3.5 ESFRI (Europea Strategy Forum for Research Infrastructures) La roadmap dell’European Strategy Forum for Reserach Infrastructures, redatta nella sua prima versione nel 2006 e più volte aggiornata (ultima versione 2010) identifica 44 grandi infrastrutture di ricerca di rilevanza pan-europea che dovrebbero essere realizzate nei prossimi anni. Tra queste sono presenti CTA e KM3NeT .

3.6 Commenti Quasi tutte le Road Map considerate quando affrontano le tematiche della fisica dei Raggi Cosmici concordano nel considerare rilevante un approccio a “molti messaggeri” del problema. Alcune Road Map suggeriscono di concentrare gli sforzi su una analisi del problema che metta insieme misure effettuate da esperimenti diversi sensibili a messaggeri diversi per sviluppare un modello globale di simulazione dell’accelerazione e propagazione dei raggi cosmici nella galassia. Tale modello dovrebbe contenere una serie di parametri liberi da fissare adattando i dati sperimentali disponibili provenienti dai diversi esperimenti. Si fa notare come le risorse di calcolo ormai disponibili (in particolar modo GRID) possano essere sufficienti a sostenere un così ambizioso programma di simulazione. 4. Nuove proposte analizzate La necessità di aumentare o la statistica o la precisione e accuratezza delle misure sperimentali ha fatto si che gli esperimenti in questo campo siano ormai diventati di dimensione e complessità elevata. Di conseguenza molte comunità prima indipendenti si sono unite e hanno formulato progetti congiunti. Le nuove proposte, quindi, sono aumentate nella dimensione e nei costi e, di conseguenza, sono diminuite di numero. Come rilevato nella prima sezione il gran numero di ordini di grandezza in energia dello spettro dei raggi cosmici e il diverso stato di maturazione della conoscenza nelle singole sottoregioni fa sì che le singole proposte sperimentali debbano essere divise per regione di energia considerata.

4.1 Ginocchio In questa regione di energia la misura dello spettro e composizione dei raggi cosmici con rivelatori di superficie rende difficilmente proponibile un nuovo rivelatore che possa fornire misure più accurate di KASCADE. KASCADE ha ottenuto risultati veramente accurati e completi nel settore il cui principale limite è legato non tanto alle tecniche sperimentali quanto all’insufficiente conoscenza dei processi d’interazione degli sciami in atmosfera. Queste incertezze potranno essere diminuite grazie ai dati di LHC che saranno disponibili a breve. In questa regione di energia, inoltre, iniziano a essere competitivi apparati sperimentali in grado di eseguire misure dirette dallo spazio o su pallone, sembra quindi esserci poco spazio per successivi apparati al suolo di tipo tradizionale. Qualche possibile miglioramento rispetto a KASCADE è realizzabile solo utilizzando apparati complessi situati ad alta quota, più in prossimità, cioè, del massimo dello sciame. In quest’ottica s’inquadra l’esperimento LHAASO . Il progetto LHAASO, in questo momento portato avanti esclusivamente da istituzioni Cinesi, prevede la realizzazione di un rivelatore complesso e di grande dimensioni sull’altopiano del Tibet a 4300 m sopra il livello del mare. Il progetto ha già ottenuto un cospicuo finanziamento da parte delle agenzie Cinesi, ma, allo stato attuale, sembra ancora poco definito. Si nota anche una rilevante difficoltà a recuperare materiale scritto che definisca il caso di fisica e il modo con il quale s’intende affrontarlo con la configurazione proposta dell’apparato.

Figura 9: Sensibilità ai flussi di Raggi Gamma delle principali proposte di rivelatori di prossima generazione confrontate con le sensibilità dei rivelatori attuali. Va notato che le sensibilità riportate per gli imaging Cerenkov sono ottenibili in 50 ore di presa dati mentre le sensibilità riportate per i wide field detectors sono ottenibili in un anno di presa dati.

Lo studio dei meccanismi di accelerazione dei Raggi Cosmici di origine galattica prevede le identificazioni di regioni dello spazio in cui tale accelerazione avviene. Lo studio di sorgenti di Raggi Gamma sembra in questo momento lo strumento più efficiente per l’identificazione dei tali siti. La proposta CTA vede la fusione dei principali apparati di rivelazione di Raggi Gamma dal suolo. Essa si presenta come lo strumento in grado di migliorare rispetto agli apparati esistenti di un ordine di grandezza la sensibilità a sorgenti gamma per energia che vanno da circa 10 GeV alle decine di TeV (vedi figura 9). Questo, combinato con l’eccezionale risoluzione angolare prevista potrà

10 102 103 104 105 106

?? ARGO+

ARGO−YBJ

γAS +MD

LHAASO

−1510

E (GeV)

permettere un rilevante passo in avanti nella comprensione dei possibili siti di accelerazione dei raggi cosmici galattici. L’INFN, che ha partecipato alla realizzazione della precedente generazione di rivelatori (MAGIC ), non partecipa all’esperimento CTA. Complementari agli imaging Cerenkov nello studio dei Raggi Gamma sono i rivelatori full coverage posti in alta quota. In questo settore sono presenti due proposte: HAWK e LHAASO , la prima in Messico e la seconda in Cina. Entrambe propongono un rivelatore basato su vasche d’acqua nelle quali le particelle dello sciame sono rivelate grazie alla luce Cerenkov. Entrambi gli esperimenti non presentano sensibilità comparabili con quelle di CTA ma grazie al loro duty cicle del 100% e al loro grande campo visivo permettono di monitorare parti del cielo per tempi lunghi e di identificare anisotropie nel flusso dei raggi cosmici di media e grande scala. L’INFN ha svolto un ruolo da protagonista nella precedente generazione di rivelatori di questa categoria con ARGO-YBJ, ma, in questo momento, non ha alcun coinvolgimento nella prossima generazione proposta. E’ tuttavia possibile che anche con l’accuratezza di CTA non sia possibile avere la certezza dell’identificazione dei siti d’accelerazione galattica. Per avere la certezza di aver identificato un sito è possibile che si debba attendere la rivelazione di una sorgente di neutrini. KM3NeT si presenta come la risposta sperimentale a questo problema. Il progetto KM3NeT prevede la realizzazione di un rivelatore di neutrini sottomarino con un volume sufficiente per permettere l’identificazione di sorgenti galattiche di neutrini e quindi di siti di accelerazione dei raggi cosmici.

4.2 La regione di transizione La regione dello spettro che va da 1017 a 1018.5 eV è forse una delle regioni meno note. Questo range dei energia è stato coperto da pochi esperimenti. In particolar modo si sente la mancanza di una misura accurata dell’andamento della composizione quando si passa dalla ragione dominata dai raggi cosmici galattici alla regione dominata dalla componente extragalattica. La collaborazione Pierre Auger, terminata la costruzione dell’osservatorio finalizzato allo studio degli UHECR, si è impegnata a estendere verso le basse energie la portata dell’esperimento. Tali upgrades del rivelatore nell’emisfero sud, noti col nome di enhancements, sono in fase di installazione e commissioning, e consistono in:

1) un insieme più denso (con una spaziatura di 750 metri) di rivelatori di superficie (61 in totale , di cui 19 appartenenti alla configurazione standard), complementato da altrettanti scintillatori interrati, a una profondita di circa 3 metri. Questo enhancement, noto come AMIGA (Auger Muon Infill Ground Array), consente di disaccoppiare totalmente la misura della componente muonica dalla componente elettromagnetica degli sciami. Questa idea permette di investigare con maggiore ridondanza la natura dei primari.

2) un tripletto addizionale di telescopi per la rivelazione della fluorescenza atmosferica, inclinati verso l’alto di circa 30 gradi, in modo di poter osservare lo sviluppo longitudinale degli sciami di bassa energia a quote più elevate. Il progetto HEAT (High ElevAtion Telescopes) è stato costruito nelle prossimità delle tanks di AMIGA, in modo da consentire l’osservazione in tecnica ibrida degli sciami.

L’INFN è coinvolta nell’esperimento Pierre Auger e partecipa alla realizzazione, al commissioning e all’analisi dei dati dagli enhancements. Negli Stati Uniti, la collaborazione Telescope Array ha proposto un analogo progetto di enhancement, soprannominato TALE (Telescope Array at Low Energy), anch’esso basato sulla rivelazione in tecnica ibrida. Tale proposta e’ stata per il momento accantonata per assenza di fondi. Nello stesso range di energia stanno prendendo dati altri due esperimenti, di area ridotta, che adottano una sola tecnica di rivelazione:

a) l’esperimento TUNKA-133, localizzato presso il lago Bajkal (Chernov 2005), e’ un array di 133 fotomoltiplicatori di grande area e grande accettanza angolare, che copre una superficie di 0.5 km2 , finalizzato alla misura della luce Cerenkov ultravioletta degli sciami;

b) l’esperimento Ice-Top posto su una superficie di circa 1 km2 sopra il rivelatore IceCube al Polo Sud (Stanev 2008); misura la componente muonica in superficie, in coincidenza con IceCube, con una tecnica analoga a quanto fatto da EAS-TOP per MACRO negli anni ’90.

In sintesi, sul medio termine, le prospettive di sviluppo delle nostre conoscenze in questa regione energetica dipendono pesantemente dalla crescita della ridondanza tra apparati, e della soluzione delle inconsistenze osservate. Dobbiamo inoltre osservare che LHC aggiungerà importanti informazioni sulla fisica delle interazioni adroniche ad alta energia e basso momento trasverso, su cui si basano i MonteCarlo per la simulazione degli sciami. E’ infatti in corso un ricco programma di studi sulla fisica a piccoli angoli, non solo da parte dei 4 esperimenti principali (ATLAS,CMS, ALICE e LHCB), ma soprattutto grazie agli esperimenti dedicati in realizzazione e progetto, che copriranno un gran numero di unità di pseudorapidità: CASTOR, TOTEM, LHCF , FP420, etc. (vedi figura 10)

Figura 10: Regioni di pseudorapidità in cui operano i vari esperimenti ad LHC.

4.3 La fine dello spettro In questa regione di energia operano attualmente due apparati: l’osservatorio Pierre Auger nell’emisfero sud e il rivelatore Telescope Array nell’emisfero nord. Il primo, in funzione da alcuni anni, sta già fornendo una cospicua mole di risultati, in particolare ha confermato l’esistenza del GZK cutoff nello spettro. Il secondo ha iniziato a prender dati più recentemente, e, se pur di dimensioni sensibilmente più piccole, può dare un valido contributo in combinazione con quest’ultimo. L’osservatorio Pierre Auger, inoltre, presenta un’evidenza, anche se non di alta significatività di anisotropia nella direzione di provenienza dei raggi cosmici di energie superiori a 55 EeV. La nuova generazione di proposte vede la realizzazione di un nuovo osservatorio 5-10 volte più esteso dell’osservatorio Pierre Auger nell’emisfero nord. La proposta di questo apparato, inizialmente denominato Auger Nord, ha attualmente avuto un arresto in conseguenza dell’indisponibilità delle agenzie US di finanziarlo nell’attuale quadro economico. La componente giapponese della collaborazione Telescope Array sta avanzando una proposta di ampliamento delle dimensioni del proprio rivelatore per portarlo, per lo meno, alle stesse dimensioni dell’osservatorio Pierre Auger (Ogio 2010). Una grande limitazione alla statistica accumulabile in un anno con la tecnica della fluorescenza atmosferica, è dovuta al duty cycle (intorno al 12% ) dell’osservazione in banda UV. La misura dello profondità del massimo dello sciame rimane finora l’osservabile piu’ attendibile per la determinazione della composizione dei primari, e la rivelazione di segnali dagli sciami senza risentire dei fondi dovuti al sole, alla luna e agli effetti atmosferici consentirebbe di aumentare di quasi un’ordine di grandezza la statistica degli eventi osservati nell’arco di un anno, a parita’ di area.

Per questo, la collaborazione Auger sta realizzando una serie di progetti ausiliari, finalizzati alla rivelazione degli sciami atmosferici in banda radio o nelle microonde:

1) sfruttando le conoscenze acquisite negli ultimi anni dalle collaborazioni CODALEMA e LOFAR, il progetto AUGER sta installando in Argentina un’array di 161 antenne (AERA: Auger Engineering Radio Array) , che copre un’area di 20 km2 nelle prossimita’ della regione occupata dai rivelatori di AMIGA. Il segnale in banda VHF e’ generato dalle particelle cariche dello sciame tramite l’effetto geomagnetico.

2) Ispirate dall’osservazione di segnali di bremsstrahlung a frequenze del GHz (C-band e Ku-band) in corrispondenza di un fascio di elettroni in aria (Gorham 2008) , sono in corso diverse iniziative (AMBER, MIDAS, EASIER, FDWAVE presso l’osservatorio Auger, CHROME presso KASCADE) , per lo studio dei segnali in banda microonde in coincidenza con gli sciami. Inoltre nuove misure per la caratterizzazione dell’emissione in banda microonde sono in corso di realizzazione a Frascati (AMY) e Argonne (MAYBE).

L’INFN è coinvolta in alcuni di questi progetti (AMY, FDWAVE) che possono aprire nuove prospettive per la comprensione della composizione. In questo settore di ricerca s’inquadra anche l’iniziativa JEM -EUSO. JEM-EUSO è un ambizioso progetto che si propone di studiare gli sciami prodotti da raggi cosmici di altissima energia osservando dallo spazio la luce di fluorescenza che essi emettono attraversando l’atmosfera. La collaborazione intende realizzare per la prima volta un sistema di lenti di Fresnel di 2.5 metri di diametro che focalizza la luce di fluorescenza su un’array di fotomoltiplicatori multi anodo. Tale strumento inizialmente progettato per volare su un’orbita ellittica sarà invece installato sulla stazione spaziale internazionale (ISS). L’apparato sperimentale dovrebbe essere portato in orbita da un lanciatore Giapponese e agganciato da questo alla ISS. Pur osservando una superficie 60 volte superiore alla superficie dell’osservatorio Pierre Auger, dalla documentazione disponibile si evince che il progetto difficilmente riuscirà a ottenere risultati scientifici superiori per quanto riguarda la natura e lo spettro dei raggi cosmici di più alta energia. Tuttavia, esso si presenta come un importantissimo path finder che potrà permettere di verificare una tecnica di rivelazione dei raggi cosmici e potenzialmente aprire una nuova strada allo studio della parte finale dello spettro. Inoltre l’esperimento raccoglierà entro il 2020 una statistica doppia rispetto ad Auger Sud utile per lo studio delle anisotropie dei raggi cosmici e per la ricerca di sorgenti sopra il GZK. L’INFN ha partecipato attivamente alla realizzazione dell’osservatorio Pierre Auger ed è coinvolta nella proposta JEM-EUSO.

4.4 Astronomia con Neutrino KM3NeT rappresenta la prossima generazione di telescopi per neutrini. Installato nel Mediterraneo, grazie alla rotazione della terra osserverebbe l’87% del cielo, compreso il Centro Galattico e la maggior parte del Piano Galattico in cui sono stati individuati numerosi oggetti candidati come sorgenti di neutrini di alta energia (figura 11).

Figura 11: Cielo osservabile da KM3NeT in coordinate galattiche. Il consorzio europeo KM3NeT si è costituito sulla base di tutti i gruppi europei attivi nel settore coinvolti nelle tre collaborazioni che fanno capo ai tre progetti pilota Antares, Nemo e Nestor operanti nel Mar Mediterraneo e ne sfrutta l’esperienza. Le attività del consorzio sono state finanziate attraverso due contratti EU (Design Study e Preparatory Phase). L’INFN ha promosso il progetto NEMO che negli ultimi dieci anni ha sviluppato e testato una serie di soluzioni tecnologiche per la costruzione del km3, molte delle quali, in particolare quella della struttura di rivelazione a torre, sono state scelte nel progetto finale KM3NeT. L’INFN ha una presenza molto importante all’interno del consorzio KM3NeT con diversi ruoli di rilievo; in particolare coordina il progetto di Preparatory Phase. L’obiettivo della collaborazione KM3NeT è di realizzare un telescopio con sensibilità significativamente superiore a quella di IceCube in tutta la regione di cielo accessibile (figura 12). Nel Technical Design Report (KM3NeT TDR) la collaborazione ha dimostrato che questo può essere ottenuto con un rivelatore costituito da 300 unità di rivelazione organizzate in moduli di un centinaio l’uno ed eventualmente collocati in siti differenti. In questo settore l’INFN ha sempre svolto un ruolo rilevante (ANTARES e NEMO) ed è pesantemente coinvolta anche nel progetto KM3NeT.

Figura 12: Sensibilità di KM3NeT a flussi da sorgenti puntiformi con spettro E-2 per un anno di osservazione in funzione della declinazione della sorgente (90% c.l.; linea continua rossa) e potenziale di scoperta (5sigma, 50% probabilità; linea tratteggiata). La linea continua nera rappresenta la sensibilità di IceCube, mentre la banda grigia il potenziale di scoperta. Come riferimento, sotto l’asse x sono riportate le posizioni delle sorgenti gamma galattiche di alta energia note.

Ringraziamenti Ai fini della discussione abbiamo considerato anche il parere di esperti esterni alla CSN2. Un grazie particolare va a Jörg R. Hörandel, che ha partecipato alle nostre riunioni fornendo molti importanti spunti. References

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