Origine e Vita dei Raggi Cosmici

Dalle Supernovae alla Terra

pe-

e+

antipNucleiantiN?other?other?

Now we know that from the sky arrive to us:

Electromagnetic radiation

Particles - charged

- neutral

radioIR

VisibleX

stableelementaryparticles cosmic

rays

Gravitational waves ??

Radiazione Elettromagnetica

Gamma, X, UV, Light, IR, Radio

Non viene influenzata dai Campi Elettrici e Magnetici

Dà informazioni sulla localizzazione delle sorgenti emittenti

Non dà informazioni su una eventuale esistenza di antimateria nel Cosmo

Raggi Cosmici

• Particelle cariche : protoni, antiprotoni, elettroni, positroni, nuclei , antinuclei (?), Altro (?)

• Risentono dei campi elettrici e magnetici

• Portano da distanze differenti un campione di materiale galattico ed extragalattico ed accelerato ad energie molto elevate.

I raggi cosmici• Noi siamo costantemente bombardati da particelle energetiche

che arrivano sulla terra dallo spazio esterno.

• Circa una particella carica per secondo passa attraverso ogni centimetro della superficie terrestre.

• I raggi cosmici sono una delle componenti principali della galassia. Infatti, la densità di energia dei raggi cosmici nella nostra galassia è di circa 1 eV/cm3, dello stesso ordine di grandezza della densità di energia del campo magnetico della galassia e dell’agitazione termica del gas interstellare.

• Come sono stati scoperti?

Tour Eiffel (Wulf, 1910) : 6 x 106 ions/m3 measured at ground3 x 106 ions/m3 expected at 80 m~ zero expected at 330 m3,5 x 106 ions/m3 measured at 330 m

Variation of the ionizzation with the altitude (Kolhörster, 1914): ionization difference in comparison to the ground (x 106 ions/m3 ) altitude (km)

0 0-1,5 1+1,2 2+4,2 3+8,8 4+16,9 5+28,7 6+44,2 7+61,3 8+80,4 9

N(h)=N0 e-h, ~10-3m-1 (for from radioC: ,~4,5x10-3m-1)

1910/1925: pionieristic studies (Wulf, Hess, Kolhörster)

•Highly penetrating radiation•Extraterrestrial origin•Energy>>Energy of natural radioactivity • radiationultra ?

1925/1930: first sistematic studies

•Charged radiation•Geomagnetic effect: Poles/Equator

East/West effect

1928: Rossi, Bernardini, Occhialini (Arcetri group)

Innovatory detection techniques

•Geiger counters•Coincidence circuit•Deflecting Magnet

Study of the geomagnetic effects

Tecniche ‘moderne’

1932: e+

1937: +/-

1947: +/-

1947/1953: K+, K0, 0, -, +

From the study of COSMIC RAYS

are born

NUCLEAR PHYSICS (nuclei and their interactions)

sub-NUCLEAR PHYSICS (particles and their inter.)

With ARTIFICIAL RAYS

NUCLEAR PHYSICS and

sub-NUCLEAR PHYSICS

reached unimaginable

complexity and energies

Particle beamsat accelerators

Return to COSMIC RAYS because

ECosmicRays 107 EArtificialRays

N. and sub-N. Physics problems ASTROPHYSICS

Technical means (large detectors, satellites, space stations,..)

Ciclo di Vita dei Raggi Cosmici Galattici

Produzione

Accelerazione

Propagazione nel Mezzo Interstellare

Interazione nel Mezzo Interstellare

Fuga dalla Galassia

Spettro energetico dei R.C. “Scanning” delle distanze

• ~ 400 Isotopi

• Bulk ~ 1 GeV da 1Kpc• 100 GeV dal centro

della Galassia• 10 TeV Extragalattici

Abbondanze nei raggi cosmici

• Gli elementi Li, Be, B sono circa 105 volte più abbondanti nei raggi cosmici che nel sistema solare.

• Il rapporto 3He/4He è circa 300 volte più grande nei raggi cosmici.

• I nuclei molto pesanti sono più prevalenti nei raggi cosmici.

• I raggi cosmici attraversano alcuni (4-7) g/cm2 di materiale interstellare tra la sorgente ed il top dell’atmosfera terrestre subendo reazioni nucleari che rompono i nuclei più pesanti.

Red Giant

Esplosione di supernova

Accelerazione dei Raggi Cosmici

Le esplosioni delle Supernove sono la sorgente dell’energia responsabile dell’accelerazione dei raggi cosmici di alta energia

Accelerazione alla nascita mediante lo shock iniziale

Accelerazione quando le onde di shock da supernovae incontrano il materiale interstellare

• Supernovae. The shock wave launched into the circumstellar medium after the collapse of a star, that has burnt its nuclear fuel, can very efficiently accelerate particles. Models predict that 10% or more of the kinetic energy of the explosion is transferred to high-energy particles. Supernovae might be responsible for the bulk of the cosmic rays in the Galaxy, at least up to energies of 1015 eV.

• Pulsars and pulsar nebulae. Pulsars - rapidly rotating neutron stars left over, e.g., after a supernova explosion - exhibit large electric and magnetic fields and act like dynamos accelerating particles. The pulsar-generated outflow - the pulsar wind - interacts with the ambient medium, generating a shock region where particles are accelerated. Such objects will therefore exhibit a pulsed component of radiation - from the immediate vicinity of the pulsar - and an unpulsed component from the shock region and beyond. The Crab Nebula is one of the few known TeV emitters of this type, and the best-studied object.

Confinamento dei raggi cosmici nelle galassie

Disco Galattico

Intensità media del campo magnetico galattico: 3G

Tempo di confinamento: ~ 10 milioni di anni

Galassia

1 parsec : 3.085 1016 m

1 anno luce: 0.3 parsec

Supernovae e raggi cosmici

• Nella nostra galassia l’energia totale dei raggi cosmici è dell’ordine di 1049 erg/anno.

• I raggi cosmici sono isotropi e costanti durante almeno 109 anni.

• Nella nostra galassia appare una supernova ogni 40 anni. Ogni supernova dovrebbe produrre tra 1051-1052.5 erg.

• Circa l’1% dell’energia rilasciata è sufficiente ad accelerare i raggi cosmici.

AccelerazioneTeoria di Fermi al primo ordine

AccelerazioneTeoria di Fermi al primo ordine

AccelerazioneTeoria di Fermi al primo ordine

AccelerazioneTeoria di Fermi al primo ordine

Legge di potenza dello spettro dei raggi cosmici

AccelerazioneTeoria di Fermi al primo ordine

Legge di propagazione dei raggi cosmici

Legge di propagazione dei raggi cosmici

Leaky Box Model

Diffusion Halo Model (DHM)

DHM

Supernovae Remnants

• When a high mass star (final mass greater than 1.4 solar masses) collapses at the end of its life a supernova occurs. An enormous shock wave sweeps through the star at high speed, blasting away the various layers into space, leaving a neutron core and an expanding shell of matter known as a supernova remnant. This ejection of matter is much more violent than occurs in the planetary nebulae that mark the end of a low mass star, giving expansion speeds of 1.0E3 -1.0E4 km/s. Near the core of the remnant, electrons emit radiation (synchrotron radiation) as they spiral at relativistic speeds in the magnetic field from the neutron star. The ultraviolet portion of this radiation can ionize the outer filaments of the nebula. In addition the ejected matter sweeps up surrounding gas and dust as it expands producing a shock wave that excites and ionizes the gas. This plasma may reach temperatures of 1.0E4 to 1.0E6 K, but with densities of only about 1.0E7 particles per meter^3.

Produzione di Particelle secondarie

Alcune distanze fondamentali

Raggio solare: 696.000 km

Distanza Sole-Terra: 150.000.000 km • (215 Raggi Solari) = 1 UA

Grandezza del sistema solare:150-200 UA

Raggio terrestre: 6380 km

Distanza terra luna: 384000 km (60 r.t.)

Orbite tipiche LEO: 300-600 km

Satelliti geostazionari: 36000 km