STUDIO DELLE DIREZIONI DI ARRIVO E DELLE … 1 I RAGGI COSMICI se la Natura ognora procede in...

Corso di laurea triennale in Fisica

STUDIO DELLE DIREZIONI DI ARRIVO E DELLE SORGENTI DEI

RAGGI COSMICI DI ENERGIA ESTREMA CON I DATI

DELL’OSSERVATORIO PIERRE AUGER

Relatore: Dr Lino MiramontiCorrelatore: Dr Marco Giammarchi

Elaborato di Lorenzo Caccianigamatricola 725733

Anno Accademico 2009/2010

i

And the stars up abovedirectionless and drifting

J.Ritter

1

Introduzione

L’Osservatorio Pierre Auger (PAO), situato in Argentina, e il piu importante rivelatoredi raggi cosmici di energia estrema attualmente in funzione; dalla sua costruzione adoggi ha rivelato diversi eventi riconducibili a raggi cosmici di energia superiore a 55 EeV(= 55·1018 eV). Come evidenziato da Greisen, Zatsepin e Kuz’min negli anni ’60, particelledi tali energie superano la soglia richiesta per la fotoproduzione di pioni sui fotoni del fondocosmico, riducendo cosı la loro energia in modo tale che non ci si aspettano raggi cosmicidi energia superiore a 50 EeV che provengano da piu di circa 100 Mpc (orizzonte GZK).Entro tale orizzonte, l’universo e da considerarsi anisotropo. Inoltre il PAO permette diricostruire la direzione degli eventi con una risoluzione angolare migliore di 1 permettendodi fare astronomia di particelle cariche. In particolare l’obiettivo primario e cercare qualioggetti potrebbero essere responsabili dell’accelerazione dei raggi cosmici fino ad energiecosı elevate.

Nel presente elaborato si e quindi per prima cosa verificata l’evidenza di anisotropiadei dati e in seguito si e cercata correlazione tra gli eventi PAO e alcuni cataloghi di oggettiastronomici extragalattici. Sono gia state effettuate ricerche di correlazioni con vasti cata-loghi di galassie attive quali il Veron-Cetty-Veron (PAO collaboration, Science 318 (2007)938). In questo lavoro ci si e concentrati su cataloghi piu limitati contenenti oggetti concaratteristiche piu peculiari. In particolare si e cercata correlazione con il catalogo Fermi1LAC che comprende le sorgenti di raggi gamma osservate dal satellite Fermi tramite lostrumento LAT e identificate come galassie attive e un catalogo di galassie attive osservatein banda radio a 6 cm e descritte, in base alle loro caratteristiche morfologiche, come ditipo Fanaroff-Riley I (FR I) e Fanaroff-Riley II (FR II). La scelta di tali cataloghi e statadettata dal fatto che il catalogo di Fermi-LAT e associato ad emissioni di alta energia,mentre i lobi delle galassie di tipo FR I e FR II sono ottimi candidati per l’accelerazionedi raggi cosmici in particolare tramite i metodi di accelerazione di Fermi.

La radiogalassia piu vicina a noi, Centaurus A (CenA) distante 3.5 Mpc, e l’oggettopiu interessante finora esaminato: rientra sia nel catalogo 1LAC sia nel catalogo delle FR Ied e vicina al punto di massimo clustering dei dati PAO. La ricerca di correlazione con lasua posizione ha evidenziato risultati positivi in particolare entro una distanza angolaredi circa 20. La ricerca di correlazioni con il catalogo 1LAC ha dato risultati positivi, masi e altresı notato che essa dipendeva proprio dalla presenza di CenA nel catalogo. Laricerca con il catalogo di FR II ha prodotto risultati interessanti entro 100 Mpc anche seva notato come entro tale taglio presenti un solo oggetto, mentre la ricerca di correlazionicon il catalogo di FR I ha prodotto risultati positivi ma dipendenti principalmente dallapresenza di CenA nel catalogo.

3

Questi risultati aprono la porta a molti possibili studi futuri, realizzando survey sem-pre piu profonde sia in radio sia in gamma cosı da individuare potenziali sorgenti menoluminose e cercando di ottenere stime accurate sulle deviazioni attese per i raggi cosmici inparticolare migliorando le nostre conoscenze sulla loro composizione e sui campi magneticigalattici ed extragalattici.

Il presente elaborato e strutturato come segue:

-Nel primo capitolo si fara una panoramica sui raggi cosmici con particolare attenzionealle energie estreme. Verranno inoltre introdotti i principali candidati per l’emissione ditali raggi cosmici e verra discusso il problema della propagazione degli stessi

-Nel secondo capitolo verra affrontata la problematica sperimentale della rivelzione diraggi cosmici di energia estrema introducendo il concetto di Extensive Air Shower e iprincipali metodi di rivelazione. Ci si focalizzera quindi sulle caratteristiche dell’Osserva-torio Pierre Auger.

-Nel terzo capitolo si esamineranno i dati utilizzati nel seguito, si introdurranno le metolo-gie di ricerca di correlazioni e si mostreranno i risultati della ricerca di evidenze dianisotropie nelle direzioni di arrivo dei raggi cosmici di energia estrema

-Nel quarto capitolo si introdurranno alcuni cataloghi di oggetti extragalattici individ-uati come plausibili acceleratori di raggi cosmici e si mostreranno i risultati della ricercadi correlazione tra gli eventi PAO e tali cataloghi

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Indice

1 I RAGGI COSMICI 7

1.1 Spettro energetico e composizione . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71.2 Meccanismi di accelerazione . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 81.3 Origine dei raggi cosmici . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91.4 Propagazione dei raggi cosmici . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 101.5 Cutoff GZK . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 111.6 Modelli alternativi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12

2 L’OSSERVATORIO PIERRE AUGER 19

2.1 Extensive Air Shower . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 192.2 Metodi principali di rivelazione degli EAS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21

2.2.1 Rivelatori di superficie (SD) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 222.2.2 Rivelatori di fluorescenza (FD) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23

2.3 l’Osservatorio Pierre Auger: un rivelatore ibrido . . . . . . . . . . . . . . . 23

3 RICERCA DI ANISOTROPIA NELLA DISTRIBUZIONE DEI RAGGI

COSMICI DI ENERGIA E≥55 EeV 27

4 RICERCA DI CORRELAZIONE CON CATALOGHI DI SORGENTI

ASTRONOMICHE 31

4.1 La scelta dei cataloghi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 324.1.1 Fermi 1LAC . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 324.1.2 Radio Galassie FR I ed FR II . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34

4.2 Correlazione con CenA . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 344.3 Correlazione con Fermi 1LAC . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 374.4 Correlazione con radiogalassie FR I . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 404.5 Correlazione con radiogalassie FR II . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 404.6 Conclusioni e prospettive . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44

Appendices

A Catalogo eventi PAO 45

B Cataloghi di possibili sorgenti 47

Bibliography 49

5

Capitolo 1

I RAGGI COSMICI

se la Natura ognora procede in identico modo,gli atomi per il vuoto dovunque lanciando...

Lucrezio

Dalla loro scoperta, avvenuta nel 1912 da parte di V. Hess, i raggi cosmici hanno fornitouna base fondamentale allo sviluppo della fisica delle particelle elementari, specie nelle suefasi primordiali. Il positrone, il muone e il pione sono solo alcune delle particelle scopertestudiandoli. In particolare, prima della creazione degli acceleratori di particelle, questi ac-celeratori naturali venivano ampiamente sfruttati per moltissimi studi sulla composizione,classificazione e modellizzazione delle particelle. Anche se di certo gia i primi scopritoridei raggi cosmici si posero la questione, e pero solo relativamente recente il tentativo diidentificare cosa genera tali eventi e soprattutto sfruttarli per ottenere informazioni suqueste sorgenti, come fanno usualmente gli astrofisici con la radiazione elettromagnetica.

1.1 Spettro energetico e composizione

Raggi cosmici e un termine generale che racchiude di fatto tutte le particelle di prove-nienza extra-terrestre che vengono ad essere rilevabili direttamente o indirettamente dallaterra, indipendentemente dall’energia e dalla loro natura. Incidentalmente, per il compor-tamento da particella che assumono rientrano nella categoria anche eventi prettamenteelettromagnetici quali i fotoni di altissima energia. Il flusso di raggi cosmici (fig 1.1)diminuisce all’aumentare dell’energia degli stessi. Si puo vedere come l’energia vari disvariati ordini di grandezza, e lo stesso fa anche il flusso, passando da circa una particellaper m2 per secondo all’energia di 100 GeV a meno di una particella per km2 per secolo a100 EeV (1EeV= 1018eV). L’andamento del flusso di raggi cosmici in funzione dell’energiae piuttosto semplice e puo essere ben descritto dall’espressione dN

dE ≈ E−γ dove γ e un

7

Chapter 1

parametro che ha un valore costante di ∼ 2.6−2.7 fino a circa 3·1015eV, dove aumenta finoa un valore di circa 3. All’energia di circa 1019 eV si ha un ulteriore cambio di pendenzache riporta il valore di γ di nuovo a 2.7 Questi due punti di cambio di tendenza vengonocomunemente chiamati ginocchio e caviglia. Oltre una certa energia ( ≈ 1019eV) si ha poiun crollo del flusso dovuto all’interazione dei raggi cosmici con la radiazione di fondo: talefenomeno e assai importante ai fini del presente lavoro e quindi verra trattato ampiamentein seguito.Il ginocchio potrebbe essere causato sia da un meccanismo di accelerazione con energiamassima sia al confinamento delle particelle di queste energie nella Galassia.La caviglia invece, secondo la spiegazione classica, potrebbe risultare dalla sovrapposizionedi un flusso di particelle extragalattiche. Recentemente sono stati sviluppati nuovi mod-elli quali il dip model [7] che prevede una componente extragalattica di soli protoni cheproducono coppie e+e− interagendo col fondo cosmico a microonde (CMB), o il model-lo a composizione mista [6]. Ai fini di discriminare tra queste possibilita e importanteconoscere la composizione dei raggi cosmici a queste energie: se i risultati dell’esperimentoHires [1] suggeriscono un passaggio verso componenti leggere, l’Osservatorio Pierre Auger[4] suggerisce invece una composizione mista tendente ad elementi pesanti.

1.2 Meccanismi di accelerazione

Per capire quali oggetti astronomici possono essere considerati candidati come sorgenti diraggi cosmici e importante capire quali meccanismi possono portare all’accelerazione diparticelle fino ad energie cosı elevate. I meccanismi base per l’accelerazione di particellerichiedono dei campi magnetici: bisognera quindi innanzitutto indagare le caratteristichemagnetiche degli oggetti astronomici. Pur senza fare nessuna ulteriore supposizione, pos-siamo gia fare un’importante deduzione: la massima energia che un oggetto astronomicopuo trasferire ad una particella e legata alle sue dimensioni. Infatti, la regione di acceler-azione dovra contenere al suo interno il raggio di curvatura della particella alla massimaenergia, cioe:

(

Emax

EeV

)

∝ Z

(

B

µG

)(

R

kpc

)

dove Z e la carica della particella, B il valore del campo magnetico e R la dimensione dellaregione di accelerazione. Questo fa capire come per ottenere raggi cosmici di alta energiala sorgente deve essere estesa o avere un forte campo magnetico. In particolare, per i raggicosmici di piu alta energia si richiedono sorgenti cosı grandi che i candidati risultano esseretutti extragalattici, ad esempio Nuclei Galattici Attivi (AGN).Gia nel 1949 Enrico Fermi propose un meccanismo di accelerazione di particelle carichetramite l’interazione con un gas magnetizzato in movimento. In questo meccanismo laparticella che si trova ad interagire con il gas ad ogni urto incrementa la propria energiadi una quantita proporzionale alla sua energia iniziale, vale a dire ∆E = ǫE0.Il che vuol dire che dopo n collisioni la particella raggiungera un’energia

En = E0(1 + ǫ)n

supponendo che dopo ogni collisione la particella abbia una probabilita P di uscire dallaregione accelerante, dopo n collisioni la probabilita sara Pn = P (1 − P )n.

8

I RAGGI COSMICI

Quindi, posto che ci fossero N0 particelle inizialmente, il numero di particelle uscite dopon collisioni (quindi con energia En) sara

Nn = N0Pn = N0P (1 − P )n

Che utilizzando le precedenti equazioni si puo riscrivere come

Nn = N0P

(

En

E0

)

ln(1−P )ln(1+ǫ)

Da cui si puo ricavare lo spettro differenziale delle particelle accelerate:

dN

dE∼

Nn

(En+1 − En)=

Nn

∆E∝ E−γ

con γ = 1 −ln(1−P )ln(1+ǫ)

Ovviamente l’energia della particella dipendera da quanto tempo e rimasta nella zona diaccelerazione: infatti dato il tempo medio di un ciclo Tcic si avra che una particella uscitadopo un tempo t ha energia

E(t) = E0(1 + ǫ)t

Tcic

Fermi propose in particolari due meccanismi di accelerazione: uno supponeva che leparticelle entrassero in una nube di gas magnetizzato e venissero deflesse da interazionicol campo elettromagnetico e ad ognuno di queste guadagnassero energia. La secondainvece prevedeva la presenza di fronti d’urto, come quelli che si hanno nelle esplosioni disupernovae.Se si considerano shock non relativistici (β << 1 dove β e il fattore di Lorentz riferitoalla velocita del plasma nella nube o del fronte d’onda) si preferisce in generale il secondoscenario, dato che presenta una dipendenza lineare dell’efficienza da β in luogo di unaquadratica come nel primo. [10]

1.3 Origine dei raggi cosmici

Alla luce di quanto si e detto nei paragrafi precedenti, e possibile delineare uno scenario deicandidati astronomici all’accelerazione dei raggi cosmici: come si e visto, di fondamentaleimportanza per raggiungere le energie pi u alte e la presenza di forti campi magneticisu aree estese. Nella figura 1.2 e possibile confrontare questi valori per alcune possibilisorgenti

Come si vede,sono poche e quasi tutte extragalattiche le sorgenti che possono accel-erare, ad esempio, un protone fino a 1020 eV (linea rossa tratteggiata). Leggermente piufacile e invece accelerare nuclei di ferro fino alla stessa energia, anche se resta fuori dal-la possibilita di alcune delle sorgenti galattiche piu comuni come i supernova renmants.Analizziamo ora queste possibili sorgenti piu da vicino:

1. Nuclei galattici attivi (AGN): sono tra le piu plausibili fonti di UHECR. In questocaso il motore dell’accelerazione e il disco di accrescimento della materia orbitanteintorno a un buco nero supermassiccio (106 − 1010M⊙). Tipiche dimensioni sono,

9

Chapter 1

per la parte interna del disco, dell’ordine di 10−4 − 10−3 pc con campi magnetici diqualche G, il che li rende candidati per l’accelerazione di protoni fino al centinaio diEeV.

2. Lobi di radio galassie FRI ed FRII : nelle galassie di tipo Fanaroff -Riley (FR) sonopresenti dei lobi estesi dal buco nero centrale che possono svanire lentamente al-l’allontanarsi dalla galassia (tipo FRI) o presentare invece dei grandi Hot-spot alleestremita (tipo FRII). Tali lobi emettono in radio principalmente per emissione disincrotrone. Il differente comportamento dei getti e probabilmente dovuto alla lorocaratteristica di essere supersonici (FR II) (β ∼ 0.3 ) o subsonici (FR I); se questadifferenza sia intrinseca nei meccanismi della loro emissione, oppure se sia dovuta adun rallentamento successivo e ancora dibattuto. I lobi superano le dimensioni dellagalassia stessa raggiungendo le dimensioni di centinaia di kpc, con campi magneticiinferiori al µG mentre gli hot spot sono tipicamente delle dimensioni del kpc e pre-sentano campi magnetici dell’ordine delle centinaia di µG portando ad un’energiamassima di emissione di protoni di qualche centinaio di EeV

3. Ammassi di galassie :sono caratterizzati da zone con campi magnetici dell’ordine delµG di grandi dimensioni (fino a 500 kpc). Questo porta a una possibile emissione diraggi cosmici fino ai 100 EeV. Il fatto pero di doversi propagare attraverso l’ammassomedesimo porta pero ad un’alta possibilita di interazione con la radiazione di fondo,portando de facto ad una massima energia attesa per raggio cosmico dell’ordine delladecina di EeV

4. Gamma Ray Bursts (GRB): una delle possibili spiegazioni per i GRB, potenti lampidi luce gamma di breve durata, sono il collasso di sistemi binari di stelle ultramassivee stelle di neutroni o buchi neri. In questo caso i fotoni gamma sarebbero emessidagli elettroni ultrarelativistici tramite radiazione di sincrotone e Compton inverso.Equindi prevista l’accelerazione di elettroni e protoni ad elevate energie. Sono perogeneralmente eventi che avvengono ad elevata distanza (ne sono stati osservati finoa z=5) e quindi difficilmente possono dare conto del flusso di UHECR che raggiungela terra dato che, come si vedra nel seguito, non si aspettano UHECR che arrivinoda oltre una distanza di circa 100Mpc(orizzonte GZK).

5. Oggetti compatti : in ultimo, i raggi cosmici potrebbero essere accelerati direttamentein oggetti compatti quali stelle di neutroni e pulsar. In tal caso la relazione per lamassima energia di accelerazione di una particella sara Emax = ω

c · Z · Bs · R2 dove

ω e la velocita di rotazione dell’oggetto, Z la carica della particella accelerata, Bs ilcampo magnetico superficiale ed R il raggio dell’oggetto. Considerando ad esempioi valori della pulsar nella nebulosa del granchio (M1): Bs ∼ 1012G R∼ 10km e ω ∼

200 Hz si ottiene un’energia massima di circa 1018 eV per un protone.

1.4 Propagazione dei raggi cosmici

Come si e visto,e fondamentale ai fini dell’accelerazione dei raggi cosmici la presenza diforti campi magnetici. Lungo il loro percorso i raggi cosmici potranno pero incontrare altri

10

I RAGGI COSMICI

campi magnetici seppure di minore entita e questo puo portare a una deviazione della lorodirezione di propagazione. Ai fini di correlare i raggi cosmici con la propria sorgente, eimportante capire di che entita puo essere tale deviazione.Si stima che i campi magnetici intergalattici coerenti su larga scala non possano superarei 10−9 G anche se non si esclude la possibile presenza, nei cluster galattici, di campidi intensita superiore coerenti su scale dei Mpc. Per quanto riguarda invece il campomagnetico della nostra Galassia, si sa che ha una struttura regolare e si puo considerare ilsuo valore, uniforme su scale dei kpc, dell’ordine di qualche µG E stato possibile stimarel’intensita di tali campi tramite la misura della rotazione del piano di polarizzazione dellaradiazione emessa da pulsar e altre sorgenti radio.La presenza di tali campi magnetici influenzia ovviamente la direzione di propagazionedei raggi cosmici, in maniera piu o meno marcata a seconda della loro energia, della lorocarica e del tragitto perco rso. La relazione piu semplice, supposto un campo magneticocostante lungo tutto il tragitto, per tale deviazione e la seguente:

dθ(E, d) ∝ ·Z ·

(

E

1020eV

)−1

·

(

B

10−9G

)

·

(

d

Mpc

)

dalla relazione si nota che un protone di energia pari al centinaio di EeV in un campo diun nG e deviato di meno di un grado su una scala di un Mpc. Una formula piu completache tiene conto della dimensione e della lunghezza di coerenza dei campi magnetici e laseguente:

dθ(E, d) ∝ ·Z ·

(

E

1020eV

)−1

·

(

B

10−9G

)

·

(

d

10Mpc

)1/2

·

(

λ

Mpc

)1/2

dove λ e per l’appunto la lunghezza caratteristica del campo magnetico in questione.

Si vede chiaramente l’importanza di conoscere entita e distribuzione dei campi magneti-ci su scala extragalattica: in base a varie modellizzazioni un protone di energia dell’ordinedi 1020eV proveniente da 100Mpc puo essere deviato di pochi gradi [3] fino a decine digradi in modelli piu esotici [19, 13]

1.5 Cutoff GZK

Come si e visto, si presuppone che i raggi cosmici di energia piu elevata abbiano origineextragalattica. Tali raggi cosmici pero, proprio a causa della loro elevata energia, subisconouna pesante attenuazione dovuta all’interazione con il fondo cosmico a microonde (CMB).Il CMB permea tutto lo spazio, ed e composto da fotoni di energia media ≈ 10−4eVcon densita di energia pari a 0.2eV cm−3i. Un protone che propaghi nello spazio puoquindi effettuare le seguenti reazioni di fotoproduzione di pioni (tramite la risonanza ∆+)e creazione di coppie:

p + γCMB −→ p + π0

p + γCMB −→ n + π+

p + γCMB −→ p + e+ + e−

11

Chapter 1

Si calcola che la soglia per la fotoproduzione di pioni e:

Eth =mπ

4Eγ(2mp + mπ) ≈ 1020eV

Piu bassa e la soglia per la creazione di coppie:

Eth =me(mp + me)

Eγ(2mp + mπ) ≈ 1017eV

Si noti come questi valori si sono ricavati utilizzando il valore medio dell’energia dei fotonidel CMB: nel fondo vi sono pero anche fotoni di energia maggiore (Lo spettro del CMB eun corpo nero quasi perfetto), e questo porta alla presenza di energie di soglia inferiori.Tale effetto fu per la prima volta ipotizzato da Greisen, Zatsepin e Kuz’min [12, 22] pocodopo la scoperta del CMB da parte di Penzias e Wilson e per questo prende il nome dieffetto GZK.I nuclei pesanti effettuano, interagendo con il CMB, delle reazioni di fotodisintegrazione ecreazione di coppie:

A + γCMB −→ (A− 1) + N

A + γCMB −→ (A− 2) + 2N

A + γCMB −→ A + e+ + e−

questo processo ha un’energia di soglia piu alta, essendo l’energia condivisa da vari nucle-oni.Nel caso di fotoni, invece, si ha la predominanza della produzione di coppie:

γ + γCMB −→ e+ + e−

in questo caso l’energia di soglia e decisamente piu bassa e si attesta intorno ai 2.6·1014 eV.

A queste intereazioni e associata quindi, data la densita di fotoni del CMB, unalunghezza media di interazione λ = 1

nγσdove nγ e la densita di fotoni (≈ 400cm−3) e

σ la sezione d’urto dell’interazione (≈ 1028cm2 all’energia di soglia) . Nel caso di un pro-tone si puo valutare λp ∼ 8Mpc.La perdita di energia dovuta a queste interazioni porta all’esistenza di una soprressionealle alte energie per gli UHECR che prende il nome di cutoff GZK. A questo cutoff e as-sociato anche un orizzonte GZK che segue, al variare dell’energia osservata, l’andamentoin figura 1.5: non ci si aspetta che raggi cosmici di energia superiore al cutoff provenientida una sorgente oltre l’orizzonte possano raggiungere la Terra.

1.6 Modelli alternativi

Oltre all’ipotesi di una sorgente acceleratrice astronomica per spiegare l’origine dei raggicosmici esistono anche altre ipotesi che chiamano in causa modelli piu esotici che nonprevedono l’accelerazione di particelle, ma la creazione di particelle gia di altissima ener-gia. Tali modelli vengono quindi chiamati Top-down, mentre quelli gia visti finora vengonoa volte denominati Bottom-up.

12

I RAGGI COSMICI

Nei modelli Top-Down vengono chiamati in causa i decadimenti di particelle supermassive:e evidente che per spiegare lo spettro dei raggi cosmici queste particelle devono essere suffi-cientemente massive (m > 1011GeV), essere piuttosto abbondanti e soprattutto avere unavita media sufficientemente lunga da sopravvivere per tempi cosmologici. Tali particelledecadrebbero in quark e leptoni. I quark poi a loro volta produrrebbero adroni, princi-palmente pioni e una piccola percentuale di nucleoni. I pioni decadono quindi in fotoni,muoni,neutrini (o antineutrini), elettroni (o positroni). Tali modelli sono comunque alta-mente sfavoriti dai risultati sperimentali, anche se sarebbero particolarmente compatibilicon l’evidenza suggerita dall’esperimento Agasa (e mai confermata da altri esperimenti)dell’assenza del cutoff GZK [16]

13

Chapter 1

Figura 1.1: Il flusso dei raggi cosmici, rappresentato in scala dopppio-logaritmica.E visibilel’andamento lineare con un doppio cambio di pendenza (ginocchio a circa 3 ·1015 eV e cavigliaa circa 1019 eV).

14

I RAGGI COSMICI

(100 EeV)

(1 ZeV)

Neutronstar

Whitedwarf

Protons

GRB

Galactic diskhalo

galaxiesColliding

jets

nuclei

lobes

hot−spots

SNR Clusters

galaxies

active

1 au 1 pc 1 kpc 1 Mpc

−9

−3

3

9

15

3 6 9 12 15 18 21

log

(Ma

gn

etic

fie

ld,

ga

uss

)

log(size, km)

Fe (100 EeV)

Protons

Figura 1.2: Hillas Plot: in scala doppio logaritmica vengono presentate le dimensioni (assedelle ascisse) e i campi magnetici caratteristici (asse delle ordinate) di vari oggetti astronomici.Le linee indicano il rapporto dimensioni/campi magnetici necessario per accelerare rispettiva-mente nuclei di ferro a 100 EeV (linea verde) protoni a 100 EeV (linea rossa tratteggiata) eprotoni a 1000 EeV (linea rossa)

15

Chapter 1

Figura 1.3: Rappresentazione schematica di un nucleo galattico attivo.Al centro e visibile ilbuco nero supermassiccio circondato dal disco di accrescimento. I getti qui rappresentati sonocaratteristici degli AGN radio-loud e non sono presenti in tutti i tipi di galassie attive. Figurada [21]

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I RAGGI COSMICI

Figura 1.4: Un esempio di galassia classificata come FRI: Centaurus A, distante 3.5Mpc qui vista in ottico, X e radio: si osservino i caratteristici lobi. Questa galassia eanche una delle piu plausibili sorgenti di raggi cosmici (si veda il capitolo 4) Credit: X-ray: NASA/CXC/CfA/ R.Kraft et al; Radio: NSF/VLA/Univ.Hertfordshire/M.Hardcastle;Optical: ESO/WFI/M.Rejkuba et al.

17

Chapter 1

Figura 1.5: L’andamento dell’orizzonte GZK per un protone al variare dell’energia delprimario osservata. Le varie linee indicano la frazione soppressa.Figura da [14]

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Capitolo 2

L’OSSERVATORIO PIERREAUGER

L’Argentina, ah l’Argentina che tensione!quella croce del Sud nel cielo tersola capovolta ambiguit a d’Orione

e l’orizzonte sembra perversoF. Guccini

Osservando lo spettro dei raggi cosmici (fig 1.1), si vede che, se per i raggi cosmici diE ≤ 1014eV e possibile la rivelazione diretta del primario tramite rivelatori montati susatellite o su pallone aerostatico, per energie maggiori, a causa del basso flusso, bisognaricorrere all’interazione del raggio cosmico con l’atmosfera (rivelazione indiretta). Quan-do un raggio cosmico di alta energia interagisce con le molecole dell’atmosfera, crea unacascata di particelle secondarie (EAS: Extensive Air Shower). Tale cascata puo essereosservata da rivelatori di particelle disposti su di una vasta area oppure da particolaritelescopi che osservino la luce di fluorescenza generata dalla cascata al passaggio nell’at-mosfera. L’Osservatorio Pierre Auger (PAO), situato in Argentina, e il primo ad utilizzareentrambi i metodi per rivelare raggi cosmici, ed e stato specificatamente progettato perla rivelazione di raggi cosmici di energia maggiore dell’EeV. L’osservatorio prende il nomedal fisico Pierre Auger che fu il primo, nel 1938, ad osservare e caratterizzare gli EAS.

2.1 Extensive Air Shower

Quando il raggio cosmico entra nell’atmosfera, genera un EAS il cui schema generale eindicato nella figura 2.1. In generale si puo considerare uno sciame di particelle generatoda un raggio cosmico (primario) di altissima energia come composto da tre componenti:Adronica, Muonica ed Elettronica (e e γ). La compoente adronica si estende per pochimetri dall’asse dello sciame e consiste in adroni di alta energie che decadendo e interagendo

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Chapter 2

Figura 2.1: Lo schema di uno sciame (EAS) prodotto da un raggio cosmico (primario), inquesto caso un protone

successivamente producono pioni carichi e neutri alimentando cosı lo sviluppo dello sciamein componenti muonica ed elettronica. In totale la componente elettromagnetica dissipal’80%− 90% dell’energia dello sciame, e questo rende possibile la rivelazione calorimetricadegli sciami. Se i pioni hanno una lunghezza di decadimento troppo piccola (∼ 10−6cm)perche possano produrre interazioni, i muoni invece con una lunghezza di decadimentoben piu lunga (∼ 780 cm) possono sia decadere direttamente che interagire a loro volta, aseconda di quale sia la loro energia. La predominanza della componente elettromagneticaper i raggi cosmici di alta energia permette la creazione di un modello semplificato degliEAS: il cosiddetto modello di Heitler. Esso si fonda sul fatto che lo spazio percorso (X0)da un γ di alta energia (>1 Mev) prima di creare coppie e+e− e quello percorso da unelettrone di altissima energia (>100 Mev) prima di emettere radiazione per bremsstrahlungsono simili. Supponendo il raddoppio delle particelle ad ogni interazione (quindi dopo ogniX0 percorso) si ha che data un’energia iniziale E0 dopo n interazioni si hanno 2n particelleognuna con in media un’energia pari a E0/2n. Quando questa energia raggiunge l’energiacritica (Ec) alla quale la perdita di energia per ionizzazione eguaglia l’energia persa nei

20

L’OSSERVATORIO PIERRE AUGER

processi radiativi si raggiunge un punto, chiamato Xmax , dove si ha il massimo del numerodi particelle. Si puo facilmente vedere come l’Xmax si raggiungera dopo

n =ln(E0/Ec)

ln2

interazioni portando quindi ad una penetrazione dell’atmosfera pari a

Xmax = X0ln(E0/Ec)

ln2

. Il numero di particelle al massimo sara poi semplicemente dato da

Nmax = E0/Ec

.

Log(E/eV)17 17.5 18 18.5 19

]-2

[g

cm

max

X

300

400

500

600

700

800

900

1000

1100

1200

1300

photonproton

iron

Figura 2.2: A sinistra: andamento dell’Xmax in funzione dell’energia, ricavato tramite simu-lazioni. Si noti come nuclei di ferro e protoni seguano andamenti paralleli mentre i fotoni han-no un elongation rate diverso. A destra: particolare a 1019 eV dei risultati delle simulazioni.Figure da [20]

Quanto calcolato sopra e una prima approssimazione del il variare dell’ Xmax al variaredelle caratteristiche del raggio cosmico primario. Nella figura 2.2 e visualizzato l’andamen-to dell’ Xmax (qui espresso normalizzato alla densita dell’atmosfera) in funzione dell’energiadel primario. Si vede come gli adroni (qui rappresentati da protoni e ferri) seguono anda-menti simili ma traslati mentre i fotoni seguano una retta con una pendenza diversa. Talependenza e identificabile con l’elongation rate, definito come d<Xmax>

dlogE . Questo parametroe quindi sensibile al cambiamento della composizione al variare dell’energia.

2.2 Metodi principali di rivelazione degli EAS

Esistono vari per rivelare gli EAS, i due principali sono:

21

Chapter 2

2.2.1 Rivelatori di superficie (SD)

Questo metodo prevede di intercettare il fronte dell’EAS quando questo raggiunge terra;a questo fine bisogna poter coprire vaste aree, dato che il fronte di un EAS al suo massimopuo coprire diversi km2. I rivelatori di superficie sono composti da degli array di rivelatoridi particelle, disposti a distanze piu o meno regolari su di una vasta superficie. Il singolorivelatore ha una superficie che non supera la decina di metri quadri e quindi e impensabileintercettare tutte le particelle dell’EAS. In questo modo e tuttavia possibile campionareil fronte dello sciame in modo da ricavarne varie informazioni. Cruciale e, per questo tipodi rivelatori, l’altitudine: infatti e importante che essi si trovino il piu possibile vicinial punto di Xmax che per il range energetico studiato in media si trova a 1500 m.s.l.m.,in modo da avere una misura piu’ precisa del numero massimo di particelle prodotte edella loro natura, cosı da ridurre le sistematiche sull’energia e sulla natura del primarioLa dimensione e la spaziatura dei singoli rivelatori e strettamente legata all’energia deiraggi cosmici che si vogliono studiare: per raggi cosmici di altissima energia(>1 EeV) sononecessarie superfici di migliaia di km2 e sono sufficienti spaziature relative dell’ordine delkm. Per raggi cosmici di energia minore sono sufficienti estensioni minori ma servonoanche rivelatori piu fitti per aumentare statistica e qualita’ della misura.Tramite un array di rivelatori di superficie si possono misurare:

-Direzione di provenienza del raggio cosmico primario: All’arrivo del fronte dell’EASverranno investite prima alcune stazioni e poi altre, a seconda della direzione e dell’ango-lo di incidenza del raggio cosmico primario (che vengono conservati nel propagarsi dellosciame). Cosı tramite un fit dei tempi di arrivo del fronte dello sciame nei vari rivelatori,e possibile determinare la direzione di arrivo del raggio cosmico primario. La risoluzionetemporale dei rivelatori che compongono il SD influisce quindi pesantemente sulla preci-sione di tale misura. Per migliorare questa tecnica e importante conoscere la posizionedel core dello sciame, ossia il punto di intersezione dell’asse dello sciame con la superficieterrestre. Una prima approssimazione e data dal baricentro della distribuzione di massarivelata dai singoli rivelatori di terra, ma per avere misure piu precise si attua un fit sul-la stessa distribuzione di segnali basandosi su una distribuzione generale attesa ricavatada simulazioni. Con questo metodo e possibile raggiungere una precisione dell’ordine delgrado nella direzione di arrivo del raggio cosmico primario.-Energia del raggio cosmico primario: La stima dell’energia del primario si ottiene mis-urando la densita’ delle particelle a terra e la distribuzione laterale della cascata: con-frontandola con simulazioni Montecarlo e possibile averne quindi una misura indiretta. Lamaggiore fonte di incertezza di questo metodo (30-40%) deriva dalla scarsa conoscenzadelle interazioni fondamentali:ricordiamo come non si hanno verifiche sperimentali dellecaratteristiche delle interazioni fondamentali a queste energie: gli acceleratori piu potenti,ad esempio LHC, raggiungeranno energie dell’ordine delle decine di TeV nel centro di mas-sa, mentre un UHECR che impatta sui nuclei atmosferici genera un’energia nel centro dimassa superiore alle migliaia di TeV. Si sono osservate pesanti variazioni nelle simulazionial variare dei parametri di base: tali variazioni presentano un minimo all’allontanarsi dalcore dello sciame e per questo, per stimare l’energia, si usa campionare la densita dellosciame a 600-1000 m dal core utilizzando questo dato per il fit.-Natura del raggio cosmico primario: questo tipo di misura e la piu difficile, infatti prevede

22


non solo la rivelazione delle particelle dello sciame, ma anche la loro identificazione: i pri-mari piu pesanti producono in media piu muoni di quelli piu leggeri; se si riesce a stimarela percentuale della componente muonica dello sciame si puo avere una caratterizzazionedella natura del raggio cosmico primario. A tal fine gli esperimenti AGASA [16] e KAS-CADE [8] prevedevano dei rivelatori particolari al fine di identificare i muoni. Anche perl’Osservatorio Pierre Auger sono in fase di costruzione analoghi rivelatori di muoni [18].

2.2.2 Rivelatori di fluorescenza (FD)

Il secondo metodo per osservare e misurare le caratteristiche fondamentali degli EAS etracciarne il percorso nell’atmosfera tramite la luce di fluorescenza emessa dagli atomidi azoto eccitati dal passaggio dello sciame. Tale luce ha una lunghezza d’onda di circa300-400 nm, range nel quale l’atmosfera e quasi trasparente. L’emissione di luce e isotropae quindi quello che si osserva e una sorgente sferica di luce che si muove a velocita parag-onabili a quella della luce. Ogni particella dello sciame produce in media pochi fotoni almetro in dipendenza sia dall’energia della particella che dalla pressione atmosferica:unaprecisa misura di queste dipendenze e cruciale ai fini di avere un’alta accuratezza nelladeterminazione dell’energia del primario.Per osservare questa luce di fluorescenza si sfruttano dei particolari telescopi che focaliz-zano la luce su un array di tubi fotomoltiplicatori (PMT). Tali telescopi sono fissi e quindiad ogni PMT e associata una porzione di cielo.Quando uno sciame attraversa il campo di vista di un telescopio esso viene seguito nei variPMT: dopo aver identificato il piano sciame/rivelatore (shower/detector plane: SDP, vedifigura 2.3) e corretto per l’attenuazione atmosferica e possibile ricavare il profilo di intensitadi luce (proporzionale al numero di particelle dello sciame) in funzione della penetrazioneatmosferica.Questo porta alla determinazione della quota dell’Xmax , prezioso, come si evisto in fig 2.2 per la determinazione dell’energia natura del raggio cosmico primario. In-tegrando inoltre la luce emessa lungo tutto il profilo si ottiene un’informazione sull’energiatotale dello sciame e quindi del raggio cosmcio primario. Dalla posizione dell’SDP infinesi puo ottenere la direzione del raggio cosmico primario: in particolare, disponendo di duetelescopi puntati sulla stessa porzione di cielo (visione binoculare) tale misura puo esserefatta con estrema precisione.Va in ultimo notato che, a differenza dei rivelatori di superficie, quelli di fluorescenzarichiedono l’assenza di luce (compresa quella della luna) e la trasparenza dell’aria (nientenubi): questo porta ad un altissimo tempo morto(≈ 85 − 90%) di questi rivelatori.

2.3 l’Osservatorio Pierre Auger: un rivelatore ibrido

L’osservatorio Pierre Auger (PAO) si trova in Argentina, nella provincia di Mendoza, nellacosiddetta Pampa Amerilla: un vasto altopiano a 1400 mslm.L’osservatorio consiste, per quanto riguarda i rivelatori di superficie, in 1600 rivelatoria luce Cherenkov distanti 1500 metri l’uno dall’altro per una copertura complessiva di3000 km2. Ogni rivelatore e composto da una tanica di 12000 litri di acqua ultrapuracon 3 fotomoltiplicatori. I rivelatori sono alimentati da pannelli solari e dispongono di unsistema di rivelazione GPS per poterne stabilire con precisione la posizione e sincronizzarele misure dei tempi di arrivo degli sciami.

23

Chapter 2

Figura 2.3: Rappresentazione del piano sciame-rivelatore

Ai bordi di questa distesa di rivelatori sono situate 4 stazioni di rivelatori a fluorescenza,ognuna con 6 telescopi puntati in modo da coprire il cielo sopra i rivelatori di superficie.Ogni telescopio ha un campo di vista di circa 30 in azimuth ed elevazione. La luce vienefocalizzata da specchi sferici di 3,5x3,5m su di un array di 440 PMT, ognuno dei qualicopre cosı una porzione di cielo di circa 1, 5. Al fine di permettere unicamente il passaggiodelle lunghezze d’onda interessate (300-400nm) ogni telescopio dispone di un filtro UV.Il fatto di essere un rivelatore ibrido permette al PAO di avere due misure indipendentidelle grandezze in gioco. Questo porta ad una drastica riduzione degli errori sistematicie un’ottimizzazione delle calibrazioni: cosı si hanno benefici anche su quegli eventi (lamaggior parte) che non sono ibridi ma sono unicamente rivelati dall’SD. In particolareper quanto riguarda la calibrazione energetica permette di dissociarsi dai metodi MonteCarlo e ridurre le incertezze.

24


Los Leones

Los Morados

Shower axis

Coihueco

Loma Amarilla

Figura 2.4: Un evento registrato dall’Osservatorio Pierre Auger tramite il SD e tutte equattro le stazioni di FD

25

Chapter 2

Figura 2.5: L’Osservatorio Pierre Auger: i punti rossi rappresentano le taniche che compon-gono il SD (si noti la disposizione a griglia triangolare) mentre le linee verdi rappresentanol’angolo di vista dei FD

26

Capitolo 3

RICERCA DI ANISOTROPIANELLA DISTRIBUZIONE DEIRAGGI COSMICI DI ENERGIAE≥55 EeV

Continuous as the stars that shineand twinkle on the Milky Way

W.Wordsworth

Ricopre una grande importanza il verificare se i raggi cosmici di energia superiorea quella del cutoff GZK seguono una distribuzione isotropa. L’universo locale (entrol’orizzonte GZK) e infatti anisotropo e la verifica dell’anisotropia delle direzioni di arrivodei raggi cosmici e la base per poi procedere a dedicarsi effettivamente all’astronomia eastrofisica con particelle cariche.Nel presente capitolo, dopo aver presentato i dati e i metodi utilizzati per analizzarli, simostreranno i risultati della ricerca di anisotropia (clustering) nella distribuzione dei raggicosmici di energia estrema.

3.1 I dati

I dati che verranno utilizzati nel seguito sono gli eventi di energia E ≥ 55 EeVosservati con il rivelatore di superficie (SD) dell’Osservatorio Pierre Auger tra il 1gennaio 2004 e il 31 dicembre 2009.Si tratta di 69 eventi elencati in appendice A con l’associata direzione di arrivo (incoordinate equatoriali e galattiche) ed energia del primario, cosı come ricostruiti dai

27

Chapter 3

piu recenti algoritmi di ricostruzioni dati in uso e pubblicati in [5].

3.2 Dati isotropi di confronto

Come confronto verranno sempre usati dei dati isotropi generati seguendo l’espo-sizione dell’osservatorio Auger al variare delle coordinate celesti: in particolare ques-ta risulta in prima approssimazione costante in ascensione retta (AR) mentre variacon la declinazione (Dec).L’osservatorio, vista la sua posizione (latitudine 35 Sud), potebbe osservare eventiprovenienti da punti con Dec < +55 ma a causa dei tagli fiduciali applicati in fasedi ricostruzione dati (vengono tagliati gli eventi osservati ad un angolo > 60 dallozenith) ai fini dell’analisi in corso copre il cielo solo per Dec< +25.L’esposizione varia al variare della declinazione aumentando quando la declinazionediminuisce. Arrivati alla declinazione di −55 l’esposizione diventa totale (24h algiorno) ma sempre a causa dei tagli fiduciali tale zona (circumpolare) si riduce aipunti con declinazione Dec< −85.

3.3 Metodologie di analisi dei dati

Anche se nel seguito si affronteranno problemi scientifici diversi tra di loro, hannotutti in comune il fatto di basarsi sulla ricerca di correlazione di posizione angolaredegli eventi PAO con se stesso(autocorrelazione dei dati) o con un catalogo di oggettiastronomici.Esistono vari possibili metodi statistici per stimare la significativita dell’ipotesi dicorrelazione, ma la gran parte di questi funziona ottimamente solo se ci si attendeuna coincidenza sicura nelle direzioni di arrivo di due eventi correlati (applicabile,ad esempio, in caso di correlazione tra due cataloghi di oggetti astronomici). Comesi e visto nel capitolo 1 nella propagazione dei raggi cosmici ci si aspetta pero unadeviazione della loro traiettoria da parte dei campi magnetici che incontrano sul lorocammino. In particolare, non si hanno stime affidabili dell’effettiva entita di tale de-viazione a causa delle scarse conoscenze sulla composizione dei raggi cosmici primarie dei campi magnetici extragalattici.Per questi motivi si e scelto, anche in virtu delle quantita di dati da confrontare(al massimo 69 contro 69, nel caso dell’autocorrelazione), di utilizzare un metodosemplice che permette di evidenziare correlazioni senza prefissare distanze angolarialle quali cercarle.Si e calcolata la distanza angolare tra ogni oggetto PAO con ogni evento od oggettodel catalogo di confronto. Tali distanze sono state caricate in un istogramma di cuisi e poi calcolato l’istogramma cumulativo, cosı da avere per ogni distanza angolareil numero di coppie evento-evento o evento-oggetto con distanza uguale o inferiore aquella considerata.L’andamento cosı calcolato viene quindi confrontato con quello atteso da una dis-tribuzione isotropa degli eventi PAO. A tal fine si sono creati 1000 set da 69 datiisotropi e su ognuno di essi si e applicato quanto esposto sopra per i dati veri otte-nendo 1000 istogrammi cumulativi. Si e costruita, per ogni bin, la distribuzione deivalori ottenuti nei 1000 istogrammi (vedi figura 3.1 per esempio), ottenendo da essa

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RICERCA DI ANISOTROPIA NELLA DISTRIBUZIONE DEI RAGGI COSMICI DIENERGIA E≥55 EeV

il valore medio e la posizione dei quantili al 16% (2.5%) e all’84% (97.5%) in mododa ottenere la banda contenente il 68% (95%) dei valori.

numero di coppie0 10 20 30 40 50 60

freq

uen

za

0

20

40

60

80

100

120

140

160

Figura 3.1: Un esempio di istogramma di bin, nella fattispecie riferito al bin 10 della dis-tribuzione cumulativa dell’autocorrelazione. Sull’asse delle ascisse e riportato il valore ottenutonel singolo ciclo di 69 eventi e sull’asse delle ordinate l’abbondanza di ognuno di questi valorisui 1000 cicli totali

3.4 Autocorrelazione dei dati

Al fine di verificare l’eventuale anisotropia dei dati, si e verificato se questi mostrasseroclustering ossia se si presentassero evidenze di autocorrelazione dei dati.Si e quindi applicata la procedura sopra illustrata confrontando gli eventi PAO conloro stessi. I risultati sono visualizzati in figura 3.2 dove e quindi possibile vedereper ogni angolo il numero di coppie di eventi PAO con distanza angolare uguale o in-feriore all’angolo in questione, confrontati con l’analogo valore per una distribuzioneisotropa. Si e limitato il grafico a 40 cosı da facilitare la visione. Oltre 40 la dis-tribuzione dei dati reali rientra nella banda di confidenza della distribuzione isotropa.

La maggiore deviazione dalla distribuzione isotropa si ha per scale angolari di circa10. Al fine di visualizzare meglio la significanza statistica di questo eccesso, si eprovveduto a rappresentare in un grafico la percentuale di eventi nella distribuzione

29

Chapter 3N

um

ero

di c

op

pie

0

100

200

300

400

500

Separazione angolare (gradi)5 10 15 20 25 30 35 40

Ch

ance

co

inci

den

ce

10

100

Nu

mer

o d

i co

pp

ie

0

10

20

30

40

50

60

70

80

90

Separazione angolare (gradi)2 4 6 8 10 12 14

Ch

ance

co

inci

den

ce

10

100

Figura 3.2: Autocorrelazione: per ogni angolo viene indicato il numero di coppie di eventiseparate da una distanza angolare minore di tale angolo (punti neri). La banda blu scuraindica la banda di confidenza al 68% mentre quella azzurra la band di confidenza al 95%. Igrafici sottostanti indicano la probabilita di una correlazione avvenuta per caso. E visualizzatoil livello del 5% (linea blu). Per facilitare la visione si sono mostrati i grafico da 0 a 15 e da0 a 40. Oltre 40 la linea dei dati reali ricade totalmente dentro la banda del 68%

isotropa del bin che eccede il valore reale di quel bin come indicazione della prob-abilita di una correlazione casuale. Si vede come meno del 5% delle distribuzioniisotrope superi il valore reale alle scale angolari di 10 − 11

30

Capitolo 4

RICERCA DI CORRELAZIONECON CATALOGHI DISORGENTI ASTRONOMICHE

Una stella!... Tre stelle!... Quattro stelle!Cinque stelle!... non sembra di sognare?

G.Gozzano

L’identificazione delle sorgenti dei raggi cosmici di energia estrema e alla base di tuttele prospettive future dell’astrofisica con particelle cariche. Come si e gia evidenziato nelcapitolo 1 le possibili sorgenti, galattiche ed extragalattiche sono molte. Si e pero anchevisto come i requisiti stringenti sulla possibilita di accelerare particelle fino ad energiedelle centinaia di EeV riducono il numero delle sorgenti plausibili, che sono tutte racchiusenella categoria delle galassie attive, ossia galassie che presentano un nucleo galattico attivo(Active Galactic Nuclei, AGN).All’interno di questa grande categoria e pero possibile individuare molte classificazionisulla base della luminosita intrinseca, della morfologia (e quindi della presenza di strutturequali lobi e getti), e dello spettro emesso. Le ipotesi fatte sui meccanismi di accelerazionefavoriscono alcune di queste categorie ed e stato quindi ritenuto importante verificare se siosservano evidenze di correlazione con cataloghi che comprendono AGN classificati sullabase di una delle caratteristiche sopra elencate.

31

Chapter 4

4.1 La scelta dei cataloghi

In letteratura vi sono gia molti lavori di ricerca di correlazione di raggi cosmici con sorgentiextragalattiche. In particolare la collaborazione Pierre Auger ha pubblicato nell’articoloCorrelation of the highest energy cosmic rays with nearby extragalactic objects [3] i risultatidella ricerca di correlazione con il catalogo di AGN generici Veron-Cetty-Veron riportandoun livello di correlazione del (69+11

−13)%, recentemente aggiornato ad un valore di (38± 6)%in [5], da confrontarsi con l’aspettazione casuale da una distribuzione isotropa pari a 21%Nel presente lavoro si e scelto di cercare correlazioni con cataloghi piu selezionati di AGN,in particolare si sono seguiti due approcci diversi: dapprima cercare una correlazionegenerica con nuclei galattici attivi che sono sorgenti di eventi di alta energia nello spettroelettromagnetico. A tal fine si e sfruttato il catalogo 1LAC del telescopio gamma Fermi.Si e scelto tale catalogo che contiene soltanto le sorgenti gia identificate come AGN inluogo del piu generico 1FGL che contiene tutte le sorgenti osservate in modo da poterapplicare il taglio all’orizzonte GZK, cosa impossibile se, non essendo stata identificata lacontroparte ottica, non e stato possibile calcolarne la distanza.In secondo luogo si e voluto andare ad indagare piu nello specifico delle galassie conparticolari caratteristiche morfologiche. Si e quindi cercato un catalogo di galassie attivecon lobi e in particolare si sono andate a cercare le galassie di tipo FR I e FR II. Nelseguito vengono evidenziati i dettagli dei cataloghi selezionati. I cataloghi sono riportatiin appendice B

4.1.1 Fermi 1LAC

Il catalogo Fermi First LAT AGN catalog (1LAC) [2] contiene una selezione degli ogget-ti osservati dal Large Area Telescope (LAT) a bordo satellite Fermi Gamma-Ray SpaceTelescope nei primi 11 mesi di operativita scientifica. In particolare il 1LAC contiente glioggetti successivamente identificati come AGN.1LAC consiste di 671 oggetti di cui 453 nel campo di vista dell’Osservatorio Pierre Auger(PAO). Di questi pero solo 9 si trovano ad una distanza d < 200Mpc che corrisponde ad unfattore zmax = 0.048 usando una cosmologia con H0 = 71kms−1Mpc−1,Ωm = 0.270,ΩΛ =0.730,Ωk = 0.Considerando l’orizzonte GZK a 100Mpc (zmax = 0.024) il numero di eventi nel sample siriduce ulteriormente a 5. Tra questi troviamo la radiogalassia Centaurus A (CenA).Una ricerca di correlazioni tra raggi cosmici di energia estrema con tale catalogo era giastata pubblicata in [17]. Tale studio sfruttava pero solo i primi 27 eventi di UHECRosservati dal PAO nel periodo 1 gennaio 2004- 31 Agosto 2007.

32

RICERCA DI CORRELAZIONE CON CATALOGHI DI SORGENTIASTRONOMICHE

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1

1LAC

-90

-60

-30

GC

30

60

90

60 120 180 180240 300

CenA

Figura 4.1: Il catalogo 1LAC rappresentato sulla sfera celeste in coordinate galattiche in-sieme agli eventi PAO (cerchietti rossi). Le stelle piene rappresentano gli oggetti con distanzainferiore a 100 Mpc mentre le stelle vuote rappresentano gli oggetti con distanza compresa tra100 e 200 Mpc. Il cerchio bianco rappresenta la zona compresa entro 20 da CenA. Si noticome altri due oggetti del catalogo sono assai prossimi a tale galassia. Il colore dello sfondorappresenta l’esposizione dell’Osservatorio: si noti intorno alle coordinate (300,-30) il punto dimassima esposizione. La linea blu rappresenta il piano supergalattico. Immagine creata conil software Healpix [11]

33

Chapter 4

4.1.2 Radio Galassie FR I ed FR II

Come detto nel capitolo 1 i lobi di plasma magnetizzato presenti in certi AGN sono ottimicandidati all’accelerazione dei raggi cosmici fino ad energie estreme. In particolare, poi, ilfatto che in questi getti ci siano o meno shock relativistici (FR II o FR I) porta a pensareche in queste zone ci sia, rispettivamente, preponderanza di metodo di accelerazione FermiI o Fermi II. Questi lobi sono osservabili e identificabili osservando la galassia in bandaradio.Al fine di avere un catalogo di radiogalassie classificate come FR I ed FR II si e fatto rifer-imento al lavoro di R. Morganti N.E.B. Killeen e C.N. Tadhunter [15] che hanno studiatoe classificato 107 sorgenti radio. Tali sorgenti hanno una declinazione Dec< +10 con unflusso minimo di 2 Jansky (1 Jy=10−27 W m−2 Hz−1) nella banda radio a 6 cm. Gli autoriaffermano che tale catalogo puo considerarsi completo nei rispettivi limiti per z < 0.7: en-tro tale distanza si trovano 87 oggetti di cui 36 vengono classificati come FR II e 19 comeFR I.Si e proceduto quindi ad un ulteriore taglio in distanza secondo quanto gia visto per ilcatalogo 1LAC. Si sono cosı trovati 10 oggetti classificati come FR I entro 200 Mpc e 7entro 100 Mpc. 8 oggetti classificati come FR II si trovano entro 200 Mpc mentre entro100 Mpc se ne trova uno solo.Si noti come diminuendo il taglio in distanza le galassie di tipo FR I, prima inferiori innumero, diventano predominanti. Questo e probabilmente imputabile al fatto che le FR IIsono mediamente piu luminose intrinsecamente, e anche piu rare. Essendo il sample limi-tato in flusso (> 2Jy) non rientrano in questo le FR I piu lontane.La radio galassia CenA, presente nel catalogo 1LAC e presente anche in questo sample eclassificata come FR I.

4.2 Correlazione con CenA

Andando ad osservare il clustering dei dati PAO si vede che la regione con la massimadensita di raggi cosmici e indicativamente centrata intorno alle coordinate galattiche del-la radiogalassia Centaurus A. Si e quindi proceduto a calcolare le distanze relative deivari eventi PAO rispetto a CenA, confrontandolo con quanto atteso da una distribuzioneisotropa. I risultati sono mostrati in figura 4.4. Si ha un massimo di significanza intornoai 20. Entro tale distanza si trovano 14 eventi PAO mentre da una distribuzione isotropain media se ne aspetterebbero 4. La frequenza di tale eccesso nelle realizzazioni isotropedei dati (chance coincidence) e inferiore all’1%, come mostrato nel pannello inferiore dellafigura 4.4Tale risultato porterebbe ad ipotizzare una predominanza della radiogalassia CenA nel-l’accelerazione dei raggi cosmici, risultato supportato anche da studi ad energie piu basse[9]. Si noti comunque che la posizione di CenA e molto vicina a quella dell’ammasso digalassie del Centauro e quindi la correlazione potrebbe riferirsi anche a tale ammasso, chepero risulta essere ben piu lontano (circa 30 Mpc Contro i 3.5 di CenA).

34


0

0.2

0.4

0.6

0.8

1

FR I

-90

-60

-30

GC

30

60

90

60 120 180 180240 300

CenA

Figura 4.2: Il catalogo FR I rappresentato sulla sfera celeste in coordinate galattiche insiemeagli eventi PAO (cerchietti rossi). Le stelle piene rappresentano gli oggetti con distanza in-feriore a 100 Mpc mentre le stelle vuote rappresentano gli oggetti con distanza compresa tra100 e 200 Mpc. Il cerchio bianco rappresenta la zona compresa entro 20 da CenA. Si noticome altri due oggetti del catalogo sono assai prossimi a tale galassia. Il colore dello sfondorappresenta l’esposizione dell’Osservatorio: si noti intorno alle coordinate (300,-30) il punto dimassima esposizione. La linea blu rappresenta il piano supergalattico. Immagine creata conil software Healpix [11]

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Chapter 4

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1

FR II

-90

-60

-30

GC

30

60

90

60 120 180 180240 300

Figura 4.3: Il catalogo FR II rappresentato sulla sfera celeste in coordinate galattiche in-sieme agli eventi PAO (cerchietti rossi). Le stelle piene rappresentano gli oggetti con distanzainferiore a 100 Mpc mentre le stelle vuote rappresentano gli oggetti con distanza compresatra 100 e 200 Mpc. Il cerchio bianco rappresenta la zona compresa entro 20 da CenA, nonincluso in questo catalogo. Si noti come altri due oggetti del catalogo sono assai prossimi atale galassia. Il colore dello sfondo rappresenta l’esposizione dell’Osservatorio: si noti intornoalle coordinate (300,-30) il punto di massima esposizione. La linea blu rappresenta il pianosupergalattico. Immagine creata con il software Healpix [11]

36


Num

ero

di c

oppi

e

0

10

20

30

40

50

60

70


Cha

nce

coin

cide

nce

0.1

1

10

100

Figura 4.4: CenA: numero di eventi entro una determinata distanza angolare dalla galassiaCentaurus A (linea nera) a confronto con quello medio atteso da una distribuzione isotropa(punti bianchi). La banda blu scura indica la banda di confidenza al 68% mentre quella azzurrala banda di confidenza al 95%. Il grafico sottostante indica la frazione di realizzazioni isotropedei dati dalle quali si ottiene un valore maggiore o uguale a quello ottenuto dai dati reali.Sono visualizzati i livelli del 5% (linea blu) e dell’1% (linea rossa)

4.3 Correlazione con Fermi 1LAC

Si e quindi proceduto, nel modo indicato, a cercare una correlazione con gli oggetti con-tenuti nel catalogo 1LAC. I risultati, rispettivamente con il catalogo tagliato a 200 e a 100Mpc sono visibili nelle figure 4.5 e 4.6. Si vede come la correlazione aumenti passandodal taglio a 200 al taglio a 100. E interessante pero osservare anche la distribuzione deglioggetti nel cielo (figura 4.1): si osserva infatti come dei 5 oggetti 1LAC entro 100 Mpc ben3 si trovino entro 20 da CenA (incluso CenA stesso). Questo e importante ai fini dellanostra ricerca: abbiamo infatti osservato per Centaurus A un massimo di correlazione acirca 20. Se ipotizziamo che gli altri oggetti entro quel raggio non siano acceleratori diraggi cosmici, osserviamo che entrerebbero significativamente nel nostro studio, distandoindicativamente meno di 20 dai raggi cosmici associati a CenA, creando dei falsi positivi.

A tal fine si e proceduto, partendo dall’ipotesi che gli eventi entro 20 da CenA sianotutti ad esso associati, a tagliare da tutti i cataloghi (eventi PAO, eventi isotropi e catalogodi confronto) tutti gli eventi in tale zona. Si e ripetuta la ricerca di correlazione con icataloghi tagliati in questo modo. Come si e detto gli eventi PAO scendono da 69 a 55 eil catalogo 1LAC passa da 5 a 2 per quanto riguarda il taglio a 100 Mpc e da 9 a 6 perquanto riguarda il taglio a 200 Mpc. I risultati della ricerca di correlazione con questotaglio sono riportati nelle figure 4.8 per quanto riguarda gli oggetti entro 100 Mpc e 4.7 perquelli entro 200 Mpc. Si osserva come l’andamento dei dati reali ricada entro la banda di

37

Chapter 4

confidenza dell’andamento isotropo. Si puo quindi affermare, sulla base di questi dati, chela correlazione trovata con il catalogo 1LAC dipendeva prevalentemente dalla presenza diCentaurus A e non ci sono, su scale angolari di interesse, ulteriori evidenze di correlazionitra i raggi cosmici di energia E> 55EeV osservati dal PAO e gli AGN osservati da Fermi.

Nu

mer

o d

i co

pp

ie

0

100

200

300

400

500

600


Ch

ance

co

inci

den

ce

-110

1

10

210

Figura 4.5: 1LAC-200: correlazione con il catalogo Fermi 1LAC tagliato a 200Mpc

Nu

mer

o d

i co

pp

ie

0

50

100

150

200

250

300

350


Ch

ance

co

inci

den

ce

-110

1

10

210

Figura 4.6: 1LAC-100: correlazione con il catalogo Fermi 1LAC tagliato a 100Mpc

38


Nu

mero

di co

pp

ie

0

50

100

150

200

250

300


Ch

an

ce

co

inc

ide

nc

e

10

100

Figura 4.7: 1LAC-200-cutCenA: correlazione con il catalogo Fermi 1LAC tagliato a200Mpc senza la zona entro 20 da CenA

Num

ero

di c

oppi

e

0

20

40

60

80

100


Cha

nce

coin

cide

nce

10

100

Figura 4.8: 1LAC-100-cutCenA: correlazione con il catalogo Fermi 1LAC tagliato a100Mpc senza la zona entro 20 da CenA

39

Chapter 4

4.4 Correlazione con radiogalassie FR I

La radiogalassia Centaurus A rientra anche, come si e visto, nel catalogo delle galassiedi tipo FR I. Anche in questo caso, dopo il test con il catalogo completo, si e procedutoad effettuare il taglio della zona di raggio 20 intorno a CenA. I risultati sono mostratinelle figure 4.9 e 4.11 per quanto riguarda il taglio a 200 Mpc rispettivamente con e senzala zona di CenA e 4.10 e 4.12 per il taglio a 100 Mpc con e senza la zona di CenA. Irisultati mostrano anche in questo caso che la correlazione osservata sembra riguardareprevalentemente questa zona.

4.5 Correlazione con radiogalassie FR II

Le ricerche di correlazioni con il catalogo di FR II a 200 Mpc non hanno dato esito positivo,come visibile nelle figura 4.13. Nonostante non fosse presente CenA nel catalogo dellegalassie di tipo FR II si e deciso lo stesso di applicare il taglio a 20 dalla posizione dellaradiogalassia. In tal modo si e cercata correlazione tra questo catalogo e gli eventi PAOche non sono probabilmente associati con CenA. A 200 Mpc anche con questo taglio nonsi e riscontrata correlazione, come si vede dalla figura 4.15. Per quanto riguarda il taglioa 100 Mpc si noti come la statistica sia assai scarsa riducendosi ad un solo oggetto, lagalassia 3C40, distante circa 35 Mpc visibile nella figura 4.3 (stella piena). E interessantel’eccesso osservabile con tale oggetto su scala angolare di circa 35 con chance coincidenceminore del 5%, come osservabile in figura 4.14, che aumenta di significativita (chancecoincidence minore dell’1%) a seguito del taglio della zona di CenA (vedi figura 4.16).

Nu

mer

o d

i co

pp

ie

0

100

200

300

400

500

600


Ch

ance

co

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1

10

100

Figura 4.9: FRI-200: correlazione con il catalogo di radiogalassie FR I tagliato a 200Mpc

40


Num

ero

di c

oppi

e

0

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100

150

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250

300

350

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450


Cha

nce

coin

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nce

0.1

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Figura 4.10: FRI-100: correlazione con il catalogo di radiogalassie FR I tagliato a 100Mpc

Num

ero

di c

oppi

e

0

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150

200

250

300

350


Cha

nce

coin

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nce

10

100

Figura 4.11: FRI-200-cutCenA: correlazione con il catalogo di radiogalassie FR I tagliatoa 200Mpc senza la zona entro 20 da CenA

41

Chapter 4

Num

ero

di c

oppi

e

0

20

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80

100

120

140

160

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Cha

nce

coin

cide

nce

100

Figura 4.12: FRI-100-cutCenA: correlazione con il catalogo di radiogalassie FR I tagliatoa 100Mpc senza la zona entro 20 da CenA

Num

ero

di c

oppi

e

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100

200

300

400

500


Cha

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coin

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nce

100

Figura 4.13: FRII-200: correlazione con il catalogo di radiogalassie FR II tagliato a 200Mpc

42


Nu

mero

di co

pp

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40

50

60


Ch

an

ce

co

inc

ide

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e

1

10

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Figura 4.14: FRII-100: correlazione con il catalogo di radiogalassie FR II tagliato a 100Mpc

Nu

mero

di co

pp

ie

0

50

100

150

200

250

300

350

400


Ch

an

ce

co

inc

ide

nc

e

10

100

Figura 4.15: FRII-200-cutCenA: correlazione con il catalogo di radiogalassie FR IItagliato a 200Mpc senza la zona entro 20 da CenA

43

Chapter 4

Num

ero

di c

oppi

e

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20

30

40

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Cha

nce

coin

cide

nce

-110

1

10

210

Figura 4.16: FRII-100-cutCenA: correlazione con il catalogo di radiogalassie FR IItagliato a 100Mpc senza la zona entro 20 da CenA

4.6 Conclusioni e prospettive

Si sono riscontrate e mostrate evidenze di correlazione di raggi cosmici con alcune sorgenti.In particolare si e osservata una correlazione su scala angolare di circa 20, con chancecoincidence inferiore all’1%, con la radiogalassia Centaurus A. Interessante sararebbe an-che, se confermata, la correlazione con galassie di tipo FR II entro 100 Mpc ma lo scarsocampione di confronto (solo 1 oggetto) esorta alla cautela: bisognera aspettare surveyradio nell’emisfero australe con un limite in flusso inferiore a quello del catalogo preso inesame (2 Jy in banda 6 cm) o la costruzione di un osservatorio di raggi cosmici analogonell’emisfero settentrionale (Auger Nord e in fase di progetto).Analoga considerazione va fatta per i risultati ottenuti con il catalogo delle FR I e per1LAC di Fermi: si attendono nuove osservazioni piu profonde per poter avere piu sta-tistica e verificare se effettivamente tutta la correlazione osservata con tali cataloghi eimputabile soltanto a Centaurus AInoltre sarebbe di grande aiuto conoscere l’entita dei campi magnetici galattici e inter-galattici e la loro distribuzione nonche la composizione dei raggi cosmici primari al finedi poter avere delle stime sulla deviazione attesa per un raggio cosmico proveniente dauna determinata direzione e da una determinata distanza. Si auspica in questo senso chevenga realizzato il rivelatore di muoni per l’Osservatorio Pierre Auger in modo da poterdiscriminare meglio la percentuale di nuclei presente nei raggi cosmici di energia estrema.

44

Appendice A

Catalogo eventi PAO

Di seguito vengono riportati i 69 eventi di energia E ≥ 55 EeV osservati con il rivelatoredi superficie (SD) dell’Osservatorio Pierre Auger tra il 1 gennaio 2004 e il 31 dicembre2009 [5].

Year Julian day θ (deg) S(1000) E (EeV) RA (deg) Dec (deg) l (deg) b (deg)

2004 125 47.7 245 65 267.1 -11.4 15.5 8.42004 142 59.3 205 79 199.7 -34.9 -50.7 27.72004 282 26.5 329 64 208.1 -60.3 -49.6 1.72004 339 44.7 324 83 268.6 -60.9 -27.6 -17.02004 343 23.4 321 60 224.5 -44.2 -34.3 13.02005 54 35.0 374 81 17.4 -37.9 -75.6 -78.62005 63 54.4 214 68 331.2 -1.2 58.7 -42.42005 81 17.1 309 55 199.1 -48.5 -52.8 14.12005 295 15.4 310 55 332.9 -38.2 4.2 -54.92005 306 40.0 248 56 315.4 -0.4 48.8 -28.82005 306 14.2 444 80 114.6 -43.0 -103.8 -10.32006 35 30.8 396 82 53.7 -7.8 -165.9 -46.92006 55 37.9 264 58 267.7 -60.6 -27.5 -16.52006 81 34.0 367 78 201.1 -55.3 -52.3 7.3

2006 185 59.0 211 80 350.1 9.5 88.7 -47.22006 296 54.0 207 66 53.0 -4.2 -170.7 -45.42006 299 26.0 344 66 200.9 -45.3 -51.2 17.22007 13 14.3 753 142 192.8 -21.1 -57.2 41.82007 51 39.2 255 57 331.7 2.9 63.5 -40.32007 69 30.4 334 68 200.2 -43.3 -51.4 19.32007 84 17.2 341 61 143.2 -18.3 -109.3 23.82007 145 23.9 400 77 47.6 -12.8 -164.0 -54.52007 186 44.8 254 64 219.4 -53.8 -41.7 5.82007 193 17.9 470 87 325.5 -33.4 12.2 -49.02007 221 35.3 318 68 212.7 -3.2 -21.8 54.12007 234 33.3 366 77 185.3 -27.9 -65.2 34.5

Continua nella pagina seguente

45

Appendix A

Year Julian day θ (deg) S(1000) E (EeV) RA (deg) Dec (deg) l (deg) b (deg)

2007 235 42.6 275 66 105.9 -22.9 -125.2 -7.7

2007 295 21.1 389 73 325.7 -15.6 37.8 -44.82007 343 30.9 447 93 81.5 -7.4 -150.1 -22.32007 345 51.5 212 62 314.9 -53.4 -15.5 -40.42008 13 17.0 363 66 252.8 -22.6 -1.8 13.72008 18 50.1 389 115 352.7 -20.9 47.4 -70.52008 36 28.4 367 73 186.9 -63.6 -59.7 -0.92008 51 20.7 314 58 201.9 -54.9 -51.8 7.62008 52 31.7 308 63 82.8 -15.8 -141.2 -24.72008 87 39.0 355 82 220.5 -42.9 -36.4 15.52008 118 36.2 324 70 110.2 -0.9 -142.9 6.22008 192 20.4 302 55 306.7 -55.3 -17.3 -35.42008 205 53.0 183 56 358.9 15.5 103.6 -45.32008 264 44.4 384 99 116.0 -50.6 -96.4 -12.92008 268 49.8 415 123 287.6 1.5 36.4 -3.62008 282 28.9 309 61 202.3 -16.1 -44.0 45.82008 296 42.8 293 71 15.6 -17.0 137.7 -79.62008 322 28.3 345 68 25.1 -61.2 -67.3 -54.92008 328 47.2 250 66 126.5 5.3 -140.8 23.42008 337 31.0 348 71 275.5 -14.4 16.8 -0.12008 362 31.4 406 84 209.6 -31.3 -40.7 29.42009 7 59.3 152 57 286.3 -37.6 -0.5 -18.72009 30 32.3 346 72 303.9 -16.7 26.6 -25.92009 32 56.2 199 67 0.0 -15.4 75.0 -73.32009 35 52.8 191 57 227.1 -85.2 -54.1 -23.22009 39 42.4 291 70 147.2 -18.3 -106.5 26.62009 47 20.8 311 57 78.3 -16.0 -142.9 -28.82009 51 7.1 377 65 203.7 -33.1 -46.7 28.92009 78 8.2 350 61 26.7 -29.1 -134.6 -77.62009 78 27.3 424 84 122.9 -54.6 -90.7 -11.32009 80 44.5 263 66 170.1 -27.1 -80.9 31.52009 80 18.4 388 71 251.4 -35.8 -13.0 6.32009 160 40.9 242 56 43.8 -25.5 -143.2 -62.32009 168 27.0 294 57 153.6 -8.6 -109.4 37.92009 191 26.9 339 66 294.5 -20.5 19.1 -19.22009 212 52.7 188 57 122.6 -78.5 -68.8 -22.82009 219 40.2 252 57 29.4 -8.6 166.1 -65.82009 225 26.2 298 57 90.5 -21.3 -132.8 -20.02009 262 22.4 341 64 50.1 -25.9 -140.5 -56.72009 282 47.2 231 61 47.7 11.5 168.7 -38.62009 288 34.2 310 66 217.9 -51.5 -41.6 8.32009 304 30.1 304 61 177.7 -5.0 -83.8 54.72009 326 31.4 283 57 5.4 -5.6 103.3 -67.3

46

Appendice B

Cataloghi di possibili sorgenti

Di seguito vengono riportati in tabella i cataloghi di oggetti con cui si e cercata corre-lazione:

Fermi 1LAC [2]

Nome UGC Nome Alternativo RA (deg) Dec (deg) z

J1305.4-4928 NGC4945 196.36 -49.4683 0.002J1325.6-4300 CenA 201.363 -43.0189 0.002J1307.0-4300 ESO 323-G77 196.608 -40.4144 0.015J0047.3-2512 NGC 253 11.8875 -25.2883 0.001J1517.8-2423 Ap Lib 229.425 -24.3719 0.048J0308.3+0403 NGC 1218 47.109 4.1108 0.029J2204.6+0442 4C+04.77 331.075 -4.6672 0.027J1230.8+1223 M87 187.7085 12.2244 0.004J0008.3+1452 RX J0008.0+1450 2.0205 14.8397 0.045

Galassie FR I [15]


0055-01 3C29 14.39548 -1.39109 0.0450310255+05 3C75 44.42323 6.02467 0.0231530305+03 3C78 47.10927 4.11092 0.0286530320-37 ForA 50.67383 -37.20823 0.0058711216+06 3C270 184.84675 5.82522 0.0074651251-12 3C278 193.65042 -12.56333 0.0150001318-43 NGC5090 200.30336 -43.70455 0.0114111322-42 CenA 201.36506 -43.01911 0.0018251333-33 IC4296 204.16262 -33.96583 0.0124652152-69 - 329.27492 -69.68991 0.028273

47

Appendix B

Galassie FR II [15]


0105-16 3C32 14.39548 -1.39109 0.0450310123-01 3C40 21.49932 -1.34290 0.0180000131-36 NGC612 23.49058 -36.49325 0.0297710325+02 3C88 51.97581 2.56166 0.0302210518-45 PicA 79.95704 -45.77902 0.0350581637-77 - 251.06717 -77.26356 0.0427001717-00 3C353 260.11729 -0.97967 0.0304212104-25 OX-208 316.85562 -25.42776 0.038807

48

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[15] R. Morganti, N. E. B. Killeen, and C. N. Tadhunter, “The Radio Structures ofSouthern 2-JY Radio Sources,” R.A.S. MONTHLY NOTICES V.263, NO.4/AUG15,P.1023, 1993 263 (Aug., 1993) 1023–+.

[16] M. Nagano et al., “Energy spectrum of primary cosmic rays above 1017 ev determinedfrom extensive air shower experiments at akeno,” Journal of Physics G: Nuclear andParticle Physics 18 (1992), no. 2, 423–442.

[17] R. S. Nemmen, C. Bonatto, and T. Storchi-Bergmann, “A correlation between thehighest energy cosmic rays and nearby active galactic nuclei detected by Fermi,”Astrophys. J. 722 (2010) 281–288, 1007.5317.

[18] M. Platino for the Pierre Auger Collaboration, “AMIGA - Auger Muons and Infill forthe Ground Array of the Pierre Auger Observatory,” 31st ICRC, Lodz, Poland. 2009.

[19] D. Ryu, S. Das, and H. Kang, “Intergalactic Magnetic Field and Arrival Direction ofUltra-High-Energy Protons,” Astrophys. J. 710 (2010) 1422–1431, ArXiv:0910.3361[astro-ph.HE].

[20] V. Scherini, “Study of the performances of the Pierre Auger Observatory and searchfor primary cosmic ray photons,” PhD thesis, Bergische Universitat Wuppertal, 2007.

[21] C. M. Urry and P. Padovani, “Unified schemes for radio-loud active galactic nuclei,”Publications of the Astronomical Society of the Pacific 107 (sep, 1995) 803–+.

[22] G. T. Zatsepin and V. A. Kuz’min, “Upper limit of the cosmic-ray spectrum,” Zh.Eksp. Teor. Fiz., Pis’ma Red. 4 (1966), no. 3, 114–17.

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Ringraziamenti

Ringrazio Marco Giammarchi, Lino Miramonti e tutto il gruppo di Auger Milano per iconsigli e gli scambi di opinioni.In particolare desidero ringraziare Viviana Scherini, senza il cui supporto niente di questolavoro sarebbe stato possibile.Ringrazio tutta la mia famiglia per i preziosi consigli scientifici e non e ringrazio ovvia-mente Fritz con cui ho condiviso parte del lavoro fatto.Ringrazio tutti i miei amici e compagni di universita che hanno ascoltato, sopportandoli,i miei sproloqui sui raggi cosmici.

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