I Raggi Cosmicidi Alta EnergiaI Raggi Cosmicidi Alta Energia

GBattistoniINFN Sezione di Milano

GBattistoniINFN Sezione di Milano

Cenni storici~fine 800 inizio 900 nellambito degli studi sulla ionizzazione e conduzione elettrica nei gas

1896 Bequerel rarr scoperta della radioattivita naturale Uso deglielettroscopi

Perche attivi anche lontano dalle sorgenti

Rutherford ionizzazione prodotta per la maggior parte dallaradioattivita naturale

Le originihellipLe originihellip

Breakthough 1910 esperimento di Wulf sulla Torre Eiffel (330 m)La ionizzazione cambia da 6 ionicm3 a 35 ionicm3

Se fossero stati gamma si sarebbero attenuati di una fattore ~2 in 80 m

1912-1913 Esperimenti di Hess e KoumllhorsterNel primo 15 km la ionizzazionediminuisce poi risale un fattore~80 a 9 km di altezza

RMillikan il primo a parlare di ldquoRaggi Cosmicirdquo (postulava gamma piu penetranti di quelli della radioattivita naturale)

Altro breaktorugh Skoblzyn 1929 (Leningrado) camera a nebbia esistenza di oggetti piu penetranti dei beta (gt 15 MeV) (ldquoelettronisecondari prodotti dagli ultra-gamma di Hessrdquo)

Nello stesso anno invenzione del contatore Geiger tecnica dellecoincidenze (Bothe e Koumllhorster) la radiazione deve esserecorpuscolare Stime di energia fino a 1 ndash 10 GeV

Altri esperimenti Anderson e Millikan (Caltech)KunzeBlack e Occhialini(camera triggerata da GM counter)

Altro breakthrough tecnico le emulsioniOsservatorio di Chacaltaya (Bolivia) 5200 m

Positronei ldquomesoni di Yukavardquoil muoneScoperta dei K Λ ecc

I raggi cosmici e la nascita dellafisica delle particelle elmentari

I raggi cosmici e la nascita dellafisica delle particelle elmentari

I raggi cosmici contengononuclei

I raggi cosmici contengononuclei

Lo spettro di energia dei rc primari come lo conosciamo oggi

Lo spettro di energia dei rc primari come lo conosciamo oggi

Spettro ldquoall particlerdquoottenuto sommandotutti i cosmici senzasepararli in composizione(flusso differenzialein energia e angolo) 72 asymp=

Ω sum minusii

iEKddEd

d γσφ γ

40

+asympsum minus γγγii

iEK

indice spettrale

i rc arrivano sulla terra distribuitiuniformemente da tuttele direzioni (isotropia in angolo solido)

Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono

astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei

Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono

astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei1 Quale meccanismo fisico ersquo capace di accelerare protoni e

nuclei fino a queste energie estreme (abbiamo dei modellivalidi fino a ~ 1015 eV)

2 Perchersquo lo spettro in energia ha questo andamento3 Come varia la composizione nucleare dei raggi cosmici alle

energie piursquo elevate4 Quale ersquo lrsquoorigine dei cambi di pendenza nello spettro (il

ldquoginocchiordquo la ldquocavigliardquo)5 I raggi cosmici sono di orgine galattica o extra6 Esistono sorgenti astrofisiche identificabili dei raggi

cosmici7 Esiste unrsquoenergia limite per i raggi cosmici

Misure ldquodiretterdquo ovvero direttamente dei raggi cosmici ldquoprimarirdquo(fino a ~ 100 TeV)Satelliti artificialiSonde planetariePalloni al top dellrsquoatmosferaNuovi voli spaziali shuttle Stazione Spaziale Internazionale

Esp recenti o prossimi Pamela AMS Fermi (ex GLAST)Motivati soprattutto da ricerche specifiche come

- misura dellrsquoabbondanza di antimateria primordiale- ldquoGamma ray burstsrdquo ecc

Ad energie piursquo alte in pratica sono possibili solo misure ldquoindiretterdquocioersquo quelle che mirano a ricavare le proprietarsquo dei ldquoprimarirdquo a partire dalla misura dei ldquosecondarirdquo prodotti in atmosfera

Misure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquoMisure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquo

BESS - TEV

Caprice

bull⎯ p 80 MeV divide 190 GeVbull e+ 50 MeV divide 270 GeVbull⎯HeHe some unity 10-7

bull nuclei spectra (H to O) 100 MeVn divide 200 GeVn

TOFIntegration test

Resurs-DKPAMELA

on ISS in 2010

Interazione dei cosmici in atmosfera

Interazione dei cosmici in atmosfera

Cosmico primario

Raggi cosmicisecondari

Sciame atmosferico

P Auger

Anni 30 e seguenti

Ce un limite alla dimensioneenergia di uno sciame

Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi

Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Anni 50

Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami

Albuquerque

18

Extensive Air Showers (EAS)rlm

httpwww-ikfzkdecorsika

Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV

Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle

Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns

bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A

Edec ~ 20 GeV

nch ~ 10

nch ~ 23 nneut

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

LnNe

X (spess di materiale attraversato)

Numero di mip equivalenti dEdEmip

A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria

ersquo ~90

Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera

totale X~1030 gcm2

max log totEXA

⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠

( ) ( )h

X h l dlρinfin

= int

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare

Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati

Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente

Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)

Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m

( ) ( )

( )arg

2 2 2arg arg

2 2

0

2

2 2

proiettile t hetta

proiettile t hetta proiettile t hetta

p E p m

s p p m m p p

m m Em Em

= =

= + = + + =

= + + asymp

p

Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

125 plusmn35 mb

PV LandshoffMarzo 2009

Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo

incertezzeassai rilevanti

Come varia il profilolongitudinale

Come varia il profilolongitudinale

Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith

LnNe

Profilo di sciame di protone di energia E

Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA

Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo

avrarsquo meno size di uno scimae da protone

Misura della composizione Ne vs Nμ

Misura della composizione Ne vs Nμ

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

Cenni storici~fine 800 inizio 900 nellambito degli studi sulla ionizzazione e conduzione elettrica nei gas

1896 Bequerel rarr scoperta della radioattivita naturale Uso deglielettroscopi

Perche attivi anche lontano dalle sorgenti

Rutherford ionizzazione prodotta per la maggior parte dallaradioattivita naturale

Le originihellipLe originihellip

Breakthough 1910 esperimento di Wulf sulla Torre Eiffel (330 m)La ionizzazione cambia da 6 ionicm3 a 35 ionicm3

Se fossero stati gamma si sarebbero attenuati di una fattore ~2 in 80 m

1912-1913 Esperimenti di Hess e KoumllhorsterNel primo 15 km la ionizzazionediminuisce poi risale un fattore~80 a 9 km di altezza

RMillikan il primo a parlare di ldquoRaggi Cosmicirdquo (postulava gamma piu penetranti di quelli della radioattivita naturale)

Altro breaktorugh Skoblzyn 1929 (Leningrado) camera a nebbia esistenza di oggetti piu penetranti dei beta (gt 15 MeV) (ldquoelettronisecondari prodotti dagli ultra-gamma di Hessrdquo)

Nello stesso anno invenzione del contatore Geiger tecnica dellecoincidenze (Bothe e Koumllhorster) la radiazione deve esserecorpuscolare Stime di energia fino a 1 ndash 10 GeV

Altri esperimenti Anderson e Millikan (Caltech)KunzeBlack e Occhialini(camera triggerata da GM counter)

Altro breakthrough tecnico le emulsioniOsservatorio di Chacaltaya (Bolivia) 5200 m

Positronei ldquomesoni di Yukavardquoil muoneScoperta dei K Λ ecc

I raggi cosmici e la nascita dellafisica delle particelle elmentari

I raggi cosmici e la nascita dellafisica delle particelle elmentari

I raggi cosmici contengononuclei

I raggi cosmici contengononuclei

Lo spettro di energia dei rc primari come lo conosciamo oggi

Lo spettro di energia dei rc primari come lo conosciamo oggi

Spettro ldquoall particlerdquoottenuto sommandotutti i cosmici senzasepararli in composizione(flusso differenzialein energia e angolo) 72 asymp=

Ω sum minusii

iEKddEd

d γσφ γ

40

+asympsum minus γγγii

iEK

indice spettrale

i rc arrivano sulla terra distribuitiuniformemente da tuttele direzioni (isotropia in angolo solido)

Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono

astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei

Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono

astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei1 Quale meccanismo fisico ersquo capace di accelerare protoni e

nuclei fino a queste energie estreme (abbiamo dei modellivalidi fino a ~ 1015 eV)

2 Perchersquo lo spettro in energia ha questo andamento3 Come varia la composizione nucleare dei raggi cosmici alle

energie piursquo elevate4 Quale ersquo lrsquoorigine dei cambi di pendenza nello spettro (il

ldquoginocchiordquo la ldquocavigliardquo)5 I raggi cosmici sono di orgine galattica o extra6 Esistono sorgenti astrofisiche identificabili dei raggi

cosmici7 Esiste unrsquoenergia limite per i raggi cosmici

Misure ldquodiretterdquo ovvero direttamente dei raggi cosmici ldquoprimarirdquo(fino a ~ 100 TeV)Satelliti artificialiSonde planetariePalloni al top dellrsquoatmosferaNuovi voli spaziali shuttle Stazione Spaziale Internazionale

Esp recenti o prossimi Pamela AMS Fermi (ex GLAST)Motivati soprattutto da ricerche specifiche come

- misura dellrsquoabbondanza di antimateria primordiale- ldquoGamma ray burstsrdquo ecc

Ad energie piursquo alte in pratica sono possibili solo misure ldquoindiretterdquocioersquo quelle che mirano a ricavare le proprietarsquo dei ldquoprimarirdquo a partire dalla misura dei ldquosecondarirdquo prodotti in atmosfera

Misure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquoMisure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquo

BESS - TEV

Caprice

bull⎯ p 80 MeV divide 190 GeVbull e+ 50 MeV divide 270 GeVbull⎯HeHe some unity 10-7

bull nuclei spectra (H to O) 100 MeVn divide 200 GeVn

TOFIntegration test

Resurs-DKPAMELA

on ISS in 2010

Interazione dei cosmici in atmosfera

Interazione dei cosmici in atmosfera

Cosmico primario

Raggi cosmicisecondari

Sciame atmosferico

P Auger

Anni 30 e seguenti

Ce un limite alla dimensioneenergia di uno sciame

Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi

Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Anni 50

Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami

Albuquerque

18

Extensive Air Showers (EAS)rlm

httpwww-ikfzkdecorsika

Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV

Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle

Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns

bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A

Edec ~ 20 GeV

nch ~ 10

nch ~ 23 nneut

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

LnNe

X (spess di materiale attraversato)

Numero di mip equivalenti dEdEmip

A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria

ersquo ~90

Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera

totale X~1030 gcm2

max log totEXA

⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠

( ) ( )h

X h l dlρinfin

= int

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare

Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati

Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente

Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)

Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m

( ) ( )

( )arg

2 2 2arg arg

2 2

0

2

2 2

proiettile t hetta

proiettile t hetta proiettile t hetta

p E p m

s p p m m p p

m m Em Em

= =

= + = + + =

= + + asymp

p

Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

125 plusmn35 mb

PV LandshoffMarzo 2009

Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo

incertezzeassai rilevanti

Come varia il profilolongitudinale

Come varia il profilolongitudinale

Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith

LnNe

Profilo di sciame di protone di energia E

Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA

Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo

avrarsquo meno size di uno scimae da protone

Misura della composizione Ne vs Nμ

Misura della composizione Ne vs Nμ

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

Breakthough 1910 esperimento di Wulf sulla Torre Eiffel (330 m)La ionizzazione cambia da 6 ionicm3 a 35 ionicm3

Se fossero stati gamma si sarebbero attenuati di una fattore ~2 in 80 m

1912-1913 Esperimenti di Hess e KoumllhorsterNel primo 15 km la ionizzazionediminuisce poi risale un fattore~80 a 9 km di altezza

RMillikan il primo a parlare di ldquoRaggi Cosmicirdquo (postulava gamma piu penetranti di quelli della radioattivita naturale)

Altro breaktorugh Skoblzyn 1929 (Leningrado) camera a nebbia esistenza di oggetti piu penetranti dei beta (gt 15 MeV) (ldquoelettronisecondari prodotti dagli ultra-gamma di Hessrdquo)

Nello stesso anno invenzione del contatore Geiger tecnica dellecoincidenze (Bothe e Koumllhorster) la radiazione deve esserecorpuscolare Stime di energia fino a 1 ndash 10 GeV

Altri esperimenti Anderson e Millikan (Caltech)KunzeBlack e Occhialini(camera triggerata da GM counter)

Altro breakthrough tecnico le emulsioniOsservatorio di Chacaltaya (Bolivia) 5200 m

Positronei ldquomesoni di Yukavardquoil muoneScoperta dei K Λ ecc

I raggi cosmici e la nascita dellafisica delle particelle elmentari

I raggi cosmici e la nascita dellafisica delle particelle elmentari

I raggi cosmici contengononuclei

I raggi cosmici contengononuclei

Lo spettro di energia dei rc primari come lo conosciamo oggi

Lo spettro di energia dei rc primari come lo conosciamo oggi

Spettro ldquoall particlerdquoottenuto sommandotutti i cosmici senzasepararli in composizione(flusso differenzialein energia e angolo) 72 asymp=

Ω sum minusii

iEKddEd

d γσφ γ

40

+asympsum minus γγγii

iEK

indice spettrale

i rc arrivano sulla terra distribuitiuniformemente da tuttele direzioni (isotropia in angolo solido)

Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono

astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei

Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono

astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei1 Quale meccanismo fisico ersquo capace di accelerare protoni e

nuclei fino a queste energie estreme (abbiamo dei modellivalidi fino a ~ 1015 eV)

2 Perchersquo lo spettro in energia ha questo andamento3 Come varia la composizione nucleare dei raggi cosmici alle

energie piursquo elevate4 Quale ersquo lrsquoorigine dei cambi di pendenza nello spettro (il

ldquoginocchiordquo la ldquocavigliardquo)5 I raggi cosmici sono di orgine galattica o extra6 Esistono sorgenti astrofisiche identificabili dei raggi

cosmici7 Esiste unrsquoenergia limite per i raggi cosmici

Misure ldquodiretterdquo ovvero direttamente dei raggi cosmici ldquoprimarirdquo(fino a ~ 100 TeV)Satelliti artificialiSonde planetariePalloni al top dellrsquoatmosferaNuovi voli spaziali shuttle Stazione Spaziale Internazionale

Esp recenti o prossimi Pamela AMS Fermi (ex GLAST)Motivati soprattutto da ricerche specifiche come

- misura dellrsquoabbondanza di antimateria primordiale- ldquoGamma ray burstsrdquo ecc

Ad energie piursquo alte in pratica sono possibili solo misure ldquoindiretterdquocioersquo quelle che mirano a ricavare le proprietarsquo dei ldquoprimarirdquo a partire dalla misura dei ldquosecondarirdquo prodotti in atmosfera

Misure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquoMisure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquo

BESS - TEV

Caprice

bull⎯ p 80 MeV divide 190 GeVbull e+ 50 MeV divide 270 GeVbull⎯HeHe some unity 10-7

bull nuclei spectra (H to O) 100 MeVn divide 200 GeVn

TOFIntegration test

Resurs-DKPAMELA

on ISS in 2010

Interazione dei cosmici in atmosfera

Interazione dei cosmici in atmosfera

Cosmico primario

Raggi cosmicisecondari

Sciame atmosferico

P Auger

Anni 30 e seguenti

Ce un limite alla dimensioneenergia di uno sciame

Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi

Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Anni 50

Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami

Albuquerque

18

Extensive Air Showers (EAS)rlm

httpwww-ikfzkdecorsika

Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV

Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle

Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns

bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A

Edec ~ 20 GeV

nch ~ 10

nch ~ 23 nneut

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

LnNe

X (spess di materiale attraversato)

Numero di mip equivalenti dEdEmip

A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria

ersquo ~90

Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera

totale X~1030 gcm2

max log totEXA

⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠

( ) ( )h

X h l dlρinfin

= int

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare

Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati

Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente

Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)

Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m

( ) ( )

( )arg

2 2 2arg arg

2 2

0

2

2 2

proiettile t hetta

proiettile t hetta proiettile t hetta

p E p m

s p p m m p p

m m Em Em

= =

= + = + + =

= + + asymp

p

Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

125 plusmn35 mb

PV LandshoffMarzo 2009

Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo

incertezzeassai rilevanti

Come varia il profilolongitudinale

Come varia il profilolongitudinale

Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith

LnNe

Profilo di sciame di protone di energia E

Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA

Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo

avrarsquo meno size di uno scimae da protone

Misura della composizione Ne vs Nμ

Misura della composizione Ne vs Nμ

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

RMillikan il primo a parlare di ldquoRaggi Cosmicirdquo (postulava gamma piu penetranti di quelli della radioattivita naturale)

Altro breaktorugh Skoblzyn 1929 (Leningrado) camera a nebbia esistenza di oggetti piu penetranti dei beta (gt 15 MeV) (ldquoelettronisecondari prodotti dagli ultra-gamma di Hessrdquo)

Nello stesso anno invenzione del contatore Geiger tecnica dellecoincidenze (Bothe e Koumllhorster) la radiazione deve esserecorpuscolare Stime di energia fino a 1 ndash 10 GeV

Altri esperimenti Anderson e Millikan (Caltech)KunzeBlack e Occhialini(camera triggerata da GM counter)

Altro breakthrough tecnico le emulsioniOsservatorio di Chacaltaya (Bolivia) 5200 m

Positronei ldquomesoni di Yukavardquoil muoneScoperta dei K Λ ecc

I raggi cosmici e la nascita dellafisica delle particelle elmentari

I raggi cosmici e la nascita dellafisica delle particelle elmentari

I raggi cosmici contengononuclei

I raggi cosmici contengononuclei

Lo spettro di energia dei rc primari come lo conosciamo oggi

Lo spettro di energia dei rc primari come lo conosciamo oggi

Spettro ldquoall particlerdquoottenuto sommandotutti i cosmici senzasepararli in composizione(flusso differenzialein energia e angolo) 72 asymp=

Ω sum minusii

iEKddEd

d γσφ γ

40

+asympsum minus γγγii

iEK

indice spettrale

i rc arrivano sulla terra distribuitiuniformemente da tuttele direzioni (isotropia in angolo solido)

Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono

astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei

Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono

astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei1 Quale meccanismo fisico ersquo capace di accelerare protoni e

nuclei fino a queste energie estreme (abbiamo dei modellivalidi fino a ~ 1015 eV)

2 Perchersquo lo spettro in energia ha questo andamento3 Come varia la composizione nucleare dei raggi cosmici alle

energie piursquo elevate4 Quale ersquo lrsquoorigine dei cambi di pendenza nello spettro (il

ldquoginocchiordquo la ldquocavigliardquo)5 I raggi cosmici sono di orgine galattica o extra6 Esistono sorgenti astrofisiche identificabili dei raggi

cosmici7 Esiste unrsquoenergia limite per i raggi cosmici

Misure ldquodiretterdquo ovvero direttamente dei raggi cosmici ldquoprimarirdquo(fino a ~ 100 TeV)Satelliti artificialiSonde planetariePalloni al top dellrsquoatmosferaNuovi voli spaziali shuttle Stazione Spaziale Internazionale

Esp recenti o prossimi Pamela AMS Fermi (ex GLAST)Motivati soprattutto da ricerche specifiche come

- misura dellrsquoabbondanza di antimateria primordiale- ldquoGamma ray burstsrdquo ecc

Ad energie piursquo alte in pratica sono possibili solo misure ldquoindiretterdquocioersquo quelle che mirano a ricavare le proprietarsquo dei ldquoprimarirdquo a partire dalla misura dei ldquosecondarirdquo prodotti in atmosfera

Misure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquoMisure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquo

BESS - TEV

Caprice

bull⎯ p 80 MeV divide 190 GeVbull e+ 50 MeV divide 270 GeVbull⎯HeHe some unity 10-7

bull nuclei spectra (H to O) 100 MeVn divide 200 GeVn

TOFIntegration test

Resurs-DKPAMELA

on ISS in 2010

Interazione dei cosmici in atmosfera

Interazione dei cosmici in atmosfera

Cosmico primario

Raggi cosmicisecondari

Sciame atmosferico

P Auger

Anni 30 e seguenti

Ce un limite alla dimensioneenergia di uno sciame

Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi

Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Anni 50

Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami

Albuquerque

18

Extensive Air Showers (EAS)rlm

httpwww-ikfzkdecorsika

Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV

Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle

Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns

bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A

Edec ~ 20 GeV

nch ~ 10

nch ~ 23 nneut

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

LnNe

X (spess di materiale attraversato)

Numero di mip equivalenti dEdEmip

A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria

ersquo ~90

Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera

totale X~1030 gcm2

max log totEXA

⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠

( ) ( )h

X h l dlρinfin

= int

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare

Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati

Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente

Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)

Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m

( ) ( )

( )arg

2 2 2arg arg

2 2

0

2

2 2

proiettile t hetta

proiettile t hetta proiettile t hetta

p E p m

s p p m m p p

m m Em Em

= =

= + = + + =

= + + asymp

p

Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

125 plusmn35 mb

PV LandshoffMarzo 2009

Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo

incertezzeassai rilevanti

Come varia il profilolongitudinale

Come varia il profilolongitudinale

Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith

LnNe

Profilo di sciame di protone di energia E

Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA

Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo

avrarsquo meno size di uno scimae da protone

Misura della composizione Ne vs Nμ

Misura della composizione Ne vs Nμ

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

Positronei ldquomesoni di Yukavardquoil muoneScoperta dei K Λ ecc

I raggi cosmici e la nascita dellafisica delle particelle elmentari

I raggi cosmici e la nascita dellafisica delle particelle elmentari

I raggi cosmici contengononuclei

I raggi cosmici contengononuclei

Lo spettro di energia dei rc primari come lo conosciamo oggi

Lo spettro di energia dei rc primari come lo conosciamo oggi

Spettro ldquoall particlerdquoottenuto sommandotutti i cosmici senzasepararli in composizione(flusso differenzialein energia e angolo) 72 asymp=

Ω sum minusii

iEKddEd

d γσφ γ

40

+asympsum minus γγγii

iEK

indice spettrale

i rc arrivano sulla terra distribuitiuniformemente da tuttele direzioni (isotropia in angolo solido)

Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono

astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei

Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono

astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei1 Quale meccanismo fisico ersquo capace di accelerare protoni e

nuclei fino a queste energie estreme (abbiamo dei modellivalidi fino a ~ 1015 eV)

2 Perchersquo lo spettro in energia ha questo andamento3 Come varia la composizione nucleare dei raggi cosmici alle

energie piursquo elevate4 Quale ersquo lrsquoorigine dei cambi di pendenza nello spettro (il

ldquoginocchiordquo la ldquocavigliardquo)5 I raggi cosmici sono di orgine galattica o extra6 Esistono sorgenti astrofisiche identificabili dei raggi

cosmici7 Esiste unrsquoenergia limite per i raggi cosmici

Misure ldquodiretterdquo ovvero direttamente dei raggi cosmici ldquoprimarirdquo(fino a ~ 100 TeV)Satelliti artificialiSonde planetariePalloni al top dellrsquoatmosferaNuovi voli spaziali shuttle Stazione Spaziale Internazionale

Esp recenti o prossimi Pamela AMS Fermi (ex GLAST)Motivati soprattutto da ricerche specifiche come

- misura dellrsquoabbondanza di antimateria primordiale- ldquoGamma ray burstsrdquo ecc

Ad energie piursquo alte in pratica sono possibili solo misure ldquoindiretterdquocioersquo quelle che mirano a ricavare le proprietarsquo dei ldquoprimarirdquo a partire dalla misura dei ldquosecondarirdquo prodotti in atmosfera

Misure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquoMisure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquo

BESS - TEV

Caprice

bull⎯ p 80 MeV divide 190 GeVbull e+ 50 MeV divide 270 GeVbull⎯HeHe some unity 10-7

bull nuclei spectra (H to O) 100 MeVn divide 200 GeVn

TOFIntegration test

Resurs-DKPAMELA

on ISS in 2010

Interazione dei cosmici in atmosfera

Interazione dei cosmici in atmosfera

Cosmico primario

Raggi cosmicisecondari

Sciame atmosferico

P Auger

Anni 30 e seguenti

Ce un limite alla dimensioneenergia di uno sciame

Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi

Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Anni 50

Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami

Albuquerque

18

Extensive Air Showers (EAS)rlm

httpwww-ikfzkdecorsika

Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV

Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle

Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns

bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A

Edec ~ 20 GeV

nch ~ 10

nch ~ 23 nneut

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

LnNe

X (spess di materiale attraversato)

Numero di mip equivalenti dEdEmip

A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria

ersquo ~90

Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera

totale X~1030 gcm2

max log totEXA

⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠

( ) ( )h

X h l dlρinfin

= int

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare

Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati

Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente

Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)

Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m

( ) ( )

( )arg

2 2 2arg arg

2 2

0

2

2 2

proiettile t hetta

proiettile t hetta proiettile t hetta

p E p m

s p p m m p p

m m Em Em

= =

= + = + + =

= + + asymp

p

Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

125 plusmn35 mb

PV LandshoffMarzo 2009

Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo

incertezzeassai rilevanti

Come varia il profilolongitudinale

Come varia il profilolongitudinale

Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith

LnNe

Profilo di sciame di protone di energia E

Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA

Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo

avrarsquo meno size di uno scimae da protone

Misura della composizione Ne vs Nμ

Misura della composizione Ne vs Nμ

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

I raggi cosmici contengononuclei

I raggi cosmici contengononuclei

Lo spettro di energia dei rc primari come lo conosciamo oggi

Lo spettro di energia dei rc primari come lo conosciamo oggi

Spettro ldquoall particlerdquoottenuto sommandotutti i cosmici senzasepararli in composizione(flusso differenzialein energia e angolo) 72 asymp=

Ω sum minusii

iEKddEd

d γσφ γ

40

+asympsum minus γγγii

iEK

indice spettrale

i rc arrivano sulla terra distribuitiuniformemente da tuttele direzioni (isotropia in angolo solido)

Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono

astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei

Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono

astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei1 Quale meccanismo fisico ersquo capace di accelerare protoni e

nuclei fino a queste energie estreme (abbiamo dei modellivalidi fino a ~ 1015 eV)

2 Perchersquo lo spettro in energia ha questo andamento3 Come varia la composizione nucleare dei raggi cosmici alle

energie piursquo elevate4 Quale ersquo lrsquoorigine dei cambi di pendenza nello spettro (il

ldquoginocchiordquo la ldquocavigliardquo)5 I raggi cosmici sono di orgine galattica o extra6 Esistono sorgenti astrofisiche identificabili dei raggi

cosmici7 Esiste unrsquoenergia limite per i raggi cosmici

Misure ldquodiretterdquo ovvero direttamente dei raggi cosmici ldquoprimarirdquo(fino a ~ 100 TeV)Satelliti artificialiSonde planetariePalloni al top dellrsquoatmosferaNuovi voli spaziali shuttle Stazione Spaziale Internazionale

Esp recenti o prossimi Pamela AMS Fermi (ex GLAST)Motivati soprattutto da ricerche specifiche come

- misura dellrsquoabbondanza di antimateria primordiale- ldquoGamma ray burstsrdquo ecc

Ad energie piursquo alte in pratica sono possibili solo misure ldquoindiretterdquocioersquo quelle che mirano a ricavare le proprietarsquo dei ldquoprimarirdquo a partire dalla misura dei ldquosecondarirdquo prodotti in atmosfera

Misure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquoMisure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquo

BESS - TEV

Caprice

bull⎯ p 80 MeV divide 190 GeVbull e+ 50 MeV divide 270 GeVbull⎯HeHe some unity 10-7

bull nuclei spectra (H to O) 100 MeVn divide 200 GeVn

TOFIntegration test

Resurs-DKPAMELA

on ISS in 2010

Interazione dei cosmici in atmosfera

Interazione dei cosmici in atmosfera

Cosmico primario

Raggi cosmicisecondari

Sciame atmosferico

P Auger

Anni 30 e seguenti

Ce un limite alla dimensioneenergia di uno sciame

Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi

Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Anni 50

Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami

Albuquerque

18

Extensive Air Showers (EAS)rlm

httpwww-ikfzkdecorsika

Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV

Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle

Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns

bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A

Edec ~ 20 GeV

nch ~ 10

nch ~ 23 nneut

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

LnNe

X (spess di materiale attraversato)

Numero di mip equivalenti dEdEmip

A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria

ersquo ~90

Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera

totale X~1030 gcm2

max log totEXA

⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠

( ) ( )h

X h l dlρinfin

= int

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare

Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati

Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente

Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)

Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m

( ) ( )

( )arg

2 2 2arg arg

2 2

0

2

2 2

proiettile t hetta

proiettile t hetta proiettile t hetta

p E p m

s p p m m p p

m m Em Em

= =

= + = + + =

= + + asymp

p

Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

125 plusmn35 mb

PV LandshoffMarzo 2009

Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo

incertezzeassai rilevanti

Come varia il profilolongitudinale

Come varia il profilolongitudinale

Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith

LnNe

Profilo di sciame di protone di energia E

Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA

Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo

avrarsquo meno size di uno scimae da protone

Misura della composizione Ne vs Nμ

Misura della composizione Ne vs Nμ

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

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2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

Lo spettro di energia dei rc primari come lo conosciamo oggi

Lo spettro di energia dei rc primari come lo conosciamo oggi

Spettro ldquoall particlerdquoottenuto sommandotutti i cosmici senzasepararli in composizione(flusso differenzialein energia e angolo) 72 asymp=

Ω sum minusii

iEKddEd

d γσφ γ

40

+asympsum minus γγγii

iEK

indice spettrale

i rc arrivano sulla terra distribuitiuniformemente da tuttele direzioni (isotropia in angolo solido)

Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono

astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei

Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono

astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei1 Quale meccanismo fisico ersquo capace di accelerare protoni e

nuclei fino a queste energie estreme (abbiamo dei modellivalidi fino a ~ 1015 eV)

2 Perchersquo lo spettro in energia ha questo andamento3 Come varia la composizione nucleare dei raggi cosmici alle

energie piursquo elevate4 Quale ersquo lrsquoorigine dei cambi di pendenza nello spettro (il

ldquoginocchiordquo la ldquocavigliardquo)5 I raggi cosmici sono di orgine galattica o extra6 Esistono sorgenti astrofisiche identificabili dei raggi

cosmici7 Esiste unrsquoenergia limite per i raggi cosmici

Misure ldquodiretterdquo ovvero direttamente dei raggi cosmici ldquoprimarirdquo(fino a ~ 100 TeV)Satelliti artificialiSonde planetariePalloni al top dellrsquoatmosferaNuovi voli spaziali shuttle Stazione Spaziale Internazionale

Esp recenti o prossimi Pamela AMS Fermi (ex GLAST)Motivati soprattutto da ricerche specifiche come

- misura dellrsquoabbondanza di antimateria primordiale- ldquoGamma ray burstsrdquo ecc

Ad energie piursquo alte in pratica sono possibili solo misure ldquoindiretterdquocioersquo quelle che mirano a ricavare le proprietarsquo dei ldquoprimarirdquo a partire dalla misura dei ldquosecondarirdquo prodotti in atmosfera

Misure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquoMisure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquo

BESS - TEV

Caprice

bull⎯ p 80 MeV divide 190 GeVbull e+ 50 MeV divide 270 GeVbull⎯HeHe some unity 10-7

bull nuclei spectra (H to O) 100 MeVn divide 200 GeVn

TOFIntegration test

Resurs-DKPAMELA

on ISS in 2010

Interazione dei cosmici in atmosfera

Interazione dei cosmici in atmosfera

Cosmico primario

Raggi cosmicisecondari

Sciame atmosferico

P Auger

Anni 30 e seguenti

Ce un limite alla dimensioneenergia di uno sciame

Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi

Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Anni 50

Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami

Albuquerque

18

Extensive Air Showers (EAS)rlm

httpwww-ikfzkdecorsika

Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV

Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle

Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns

bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A

Edec ~ 20 GeV

nch ~ 10

nch ~ 23 nneut

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

LnNe

X (spess di materiale attraversato)

Numero di mip equivalenti dEdEmip

A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria

ersquo ~90

Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera

totale X~1030 gcm2

max log totEXA

⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠

( ) ( )h

X h l dlρinfin

= int

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare

Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati

Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente

Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)

Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m

( ) ( )

( )arg

2 2 2arg arg

2 2

0

2

2 2

proiettile t hetta

proiettile t hetta proiettile t hetta

p E p m

s p p m m p p

m m Em Em

= =

= + = + + =

= + + asymp

p

Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

125 plusmn35 mb

PV LandshoffMarzo 2009

Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo

incertezzeassai rilevanti

Come varia il profilolongitudinale

Come varia il profilolongitudinale

Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith

LnNe

Profilo di sciame di protone di energia E

Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA

Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo

avrarsquo meno size di uno scimae da protone

Misura della composizione Ne vs Nμ

Misura della composizione Ne vs Nμ

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono

astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei

Obiettivi della fisica dei Raggi Cosmici dare una risposta a domande che coinvolgono

astrofisica fisica delle particelle e dei nuclei1 Quale meccanismo fisico ersquo capace di accelerare protoni e

nuclei fino a queste energie estreme (abbiamo dei modellivalidi fino a ~ 1015 eV)

2 Perchersquo lo spettro in energia ha questo andamento3 Come varia la composizione nucleare dei raggi cosmici alle

energie piursquo elevate4 Quale ersquo lrsquoorigine dei cambi di pendenza nello spettro (il

ldquoginocchiordquo la ldquocavigliardquo)5 I raggi cosmici sono di orgine galattica o extra6 Esistono sorgenti astrofisiche identificabili dei raggi

cosmici7 Esiste unrsquoenergia limite per i raggi cosmici

Misure ldquodiretterdquo ovvero direttamente dei raggi cosmici ldquoprimarirdquo(fino a ~ 100 TeV)Satelliti artificialiSonde planetariePalloni al top dellrsquoatmosferaNuovi voli spaziali shuttle Stazione Spaziale Internazionale

Esp recenti o prossimi Pamela AMS Fermi (ex GLAST)Motivati soprattutto da ricerche specifiche come

- misura dellrsquoabbondanza di antimateria primordiale- ldquoGamma ray burstsrdquo ecc

Ad energie piursquo alte in pratica sono possibili solo misure ldquoindiretterdquocioersquo quelle che mirano a ricavare le proprietarsquo dei ldquoprimarirdquo a partire dalla misura dei ldquosecondarirdquo prodotti in atmosfera

Misure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquoMisure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquo

BESS - TEV

Caprice

bull⎯ p 80 MeV divide 190 GeVbull e+ 50 MeV divide 270 GeVbull⎯HeHe some unity 10-7

bull nuclei spectra (H to O) 100 MeVn divide 200 GeVn

TOFIntegration test

Resurs-DKPAMELA

on ISS in 2010

Interazione dei cosmici in atmosfera

Interazione dei cosmici in atmosfera

Cosmico primario

Raggi cosmicisecondari

Sciame atmosferico

P Auger

Anni 30 e seguenti

Ce un limite alla dimensioneenergia di uno sciame

Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi

Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Anni 50

Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami

Albuquerque

18

Extensive Air Showers (EAS)rlm

httpwww-ikfzkdecorsika

Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV

Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle

Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns

bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A

Edec ~ 20 GeV

nch ~ 10

nch ~ 23 nneut

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

LnNe

X (spess di materiale attraversato)

Numero di mip equivalenti dEdEmip

A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria

ersquo ~90

Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera

totale X~1030 gcm2

max log totEXA

⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠

( ) ( )h

X h l dlρinfin

= int

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare

Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati

Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente

Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)

Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m

( ) ( )

( )arg

2 2 2arg arg

2 2

0

2

2 2

proiettile t hetta

proiettile t hetta proiettile t hetta

p E p m

s p p m m p p

m m Em Em

= =

= + = + + =

= + + asymp

p

Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

125 plusmn35 mb

PV LandshoffMarzo 2009

Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo

incertezzeassai rilevanti

Come varia il profilolongitudinale

Come varia il profilolongitudinale

Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith

LnNe

Profilo di sciame di protone di energia E

Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA

Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo

avrarsquo meno size di uno scimae da protone

Misura della composizione Ne vs Nμ

Misura della composizione Ne vs Nμ

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

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250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

Misure ldquodiretterdquo ovvero direttamente dei raggi cosmici ldquoprimarirdquo(fino a ~ 100 TeV)Satelliti artificialiSonde planetariePalloni al top dellrsquoatmosferaNuovi voli spaziali shuttle Stazione Spaziale Internazionale

Esp recenti o prossimi Pamela AMS Fermi (ex GLAST)Motivati soprattutto da ricerche specifiche come

- misura dellrsquoabbondanza di antimateria primordiale- ldquoGamma ray burstsrdquo ecc

Ad energie piursquo alte in pratica sono possibili solo misure ldquoindiretterdquocioersquo quelle che mirano a ricavare le proprietarsquo dei ldquoprimarirdquo a partire dalla misura dei ldquosecondarirdquo prodotti in atmosfera

Misure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquoMisure ldquodiretterdquo e ldquoindiretterdquo

BESS - TEV

Caprice

bull⎯ p 80 MeV divide 190 GeVbull e+ 50 MeV divide 270 GeVbull⎯HeHe some unity 10-7

bull nuclei spectra (H to O) 100 MeVn divide 200 GeVn

TOFIntegration test

Resurs-DKPAMELA

on ISS in 2010

Interazione dei cosmici in atmosfera

Interazione dei cosmici in atmosfera

Cosmico primario

Raggi cosmicisecondari

Sciame atmosferico

P Auger

Anni 30 e seguenti

Ce un limite alla dimensioneenergia di uno sciame

Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi

Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Anni 50

Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami

Albuquerque

18

Extensive Air Showers (EAS)rlm

httpwww-ikfzkdecorsika

Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV

Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle

Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns

bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A

Edec ~ 20 GeV

nch ~ 10

nch ~ 23 nneut

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

LnNe

X (spess di materiale attraversato)

Numero di mip equivalenti dEdEmip

A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria

ersquo ~90

Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera

totale X~1030 gcm2

max log totEXA

⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠

( ) ( )h

X h l dlρinfin

= int

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare

Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati

Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente

Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)

Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m

( ) ( )

( )arg

2 2 2arg arg

2 2

0

2

2 2

proiettile t hetta

proiettile t hetta proiettile t hetta

p E p m

s p p m m p p

m m Em Em

= =

= + = + + =

= + + asymp

p

Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

125 plusmn35 mb

PV LandshoffMarzo 2009

Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo

incertezzeassai rilevanti

Come varia il profilolongitudinale

Come varia il profilolongitudinale

Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith

LnNe

Profilo di sciame di protone di energia E

Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA

Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo

avrarsquo meno size di uno scimae da protone

Misura della composizione Ne vs Nμ

Misura della composizione Ne vs Nμ

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

BESS - TEV

Caprice

bull⎯ p 80 MeV divide 190 GeVbull e+ 50 MeV divide 270 GeVbull⎯HeHe some unity 10-7

bull nuclei spectra (H to O) 100 MeVn divide 200 GeVn

TOFIntegration test

Resurs-DKPAMELA

on ISS in 2010

Interazione dei cosmici in atmosfera

Interazione dei cosmici in atmosfera

Cosmico primario

Raggi cosmicisecondari

Sciame atmosferico

P Auger

Anni 30 e seguenti

Ce un limite alla dimensioneenergia di uno sciame

Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi

Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Anni 50

Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami

Albuquerque

18

Extensive Air Showers (EAS)rlm

httpwww-ikfzkdecorsika

Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV

Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle

Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns

bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A

Edec ~ 20 GeV

nch ~ 10

nch ~ 23 nneut

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

LnNe

X (spess di materiale attraversato)

Numero di mip equivalenti dEdEmip

A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria

ersquo ~90

Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera

totale X~1030 gcm2

max log totEXA

⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠

( ) ( )h

X h l dlρinfin

= int

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare

Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati

Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente

Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)

Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m

( ) ( )

( )arg

2 2 2arg arg

2 2

0

2

2 2

proiettile t hetta

proiettile t hetta proiettile t hetta

p E p m

s p p m m p p

m m Em Em

= =

= + = + + =

= + + asymp

p

Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

125 plusmn35 mb

PV LandshoffMarzo 2009

Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo

incertezzeassai rilevanti

Come varia il profilolongitudinale

Come varia il profilolongitudinale

Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith

LnNe

Profilo di sciame di protone di energia E

Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA

Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo

avrarsquo meno size di uno scimae da protone

Misura della composizione Ne vs Nμ

Misura della composizione Ne vs Nμ

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

bull⎯ p 80 MeV divide 190 GeVbull e+ 50 MeV divide 270 GeVbull⎯HeHe some unity 10-7

bull nuclei spectra (H to O) 100 MeVn divide 200 GeVn

TOFIntegration test

Resurs-DKPAMELA

on ISS in 2010

Interazione dei cosmici in atmosfera

Interazione dei cosmici in atmosfera

Cosmico primario

Raggi cosmicisecondari

Sciame atmosferico

P Auger

Anni 30 e seguenti

Ce un limite alla dimensioneenergia di uno sciame

Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi

Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Anni 50

Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami

Albuquerque

18

Extensive Air Showers (EAS)rlm

httpwww-ikfzkdecorsika

Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV

Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle

Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns

bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A

Edec ~ 20 GeV

nch ~ 10

nch ~ 23 nneut

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

LnNe

X (spess di materiale attraversato)

Numero di mip equivalenti dEdEmip

A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria

ersquo ~90

Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera

totale X~1030 gcm2

max log totEXA

⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠

( ) ( )h

X h l dlρinfin

= int

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare

Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati

Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente

Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)

Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m

( ) ( )

( )arg

2 2 2arg arg

2 2

0

2

2 2

proiettile t hetta

proiettile t hetta proiettile t hetta

p E p m

s p p m m p p

m m Em Em

= =

= + = + + =

= + + asymp

p

Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

125 plusmn35 mb

PV LandshoffMarzo 2009

Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo

incertezzeassai rilevanti

Come varia il profilolongitudinale

Come varia il profilolongitudinale

Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith

LnNe

Profilo di sciame di protone di energia E

Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA

Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo

avrarsquo meno size di uno scimae da protone

Misura della composizione Ne vs Nμ

Misura della composizione Ne vs Nμ

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

on ISS in 2010

Interazione dei cosmici in atmosfera

Interazione dei cosmici in atmosfera

Cosmico primario

Raggi cosmicisecondari

Sciame atmosferico

P Auger

Anni 30 e seguenti

Ce un limite alla dimensioneenergia di uno sciame

Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi

Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Anni 50

Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami

Albuquerque

18

Extensive Air Showers (EAS)rlm

httpwww-ikfzkdecorsika

Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV

Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle

Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns

bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A

Edec ~ 20 GeV

nch ~ 10

nch ~ 23 nneut

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

LnNe

X (spess di materiale attraversato)

Numero di mip equivalenti dEdEmip

A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria

ersquo ~90

Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera

totale X~1030 gcm2

max log totEXA

⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠

( ) ( )h

X h l dlρinfin

= int

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare

Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati

Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente

Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)

Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m

( ) ( )

( )arg

2 2 2arg arg

2 2

0

2

2 2

proiettile t hetta

proiettile t hetta proiettile t hetta

p E p m

s p p m m p p

m m Em Em

= =

= + = + + =

= + + asymp

p

Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

125 plusmn35 mb

PV LandshoffMarzo 2009

Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo

incertezzeassai rilevanti

Come varia il profilolongitudinale

Come varia il profilolongitudinale

Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith

LnNe

Profilo di sciame di protone di energia E

Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA

Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo

avrarsquo meno size di uno scimae da protone

Misura della composizione Ne vs Nμ

Misura della composizione Ne vs Nμ

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

Interazione dei cosmici in atmosfera

Interazione dei cosmici in atmosfera

Cosmico primario

Raggi cosmicisecondari

Sciame atmosferico

P Auger

Anni 30 e seguenti

Ce un limite alla dimensioneenergia di uno sciame

Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi

Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Anni 50

Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami

Albuquerque

18

Extensive Air Showers (EAS)rlm

httpwww-ikfzkdecorsika

Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV

Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle

Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns

bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A

Edec ~ 20 GeV

nch ~ 10

nch ~ 23 nneut

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

LnNe

X (spess di materiale attraversato)

Numero di mip equivalenti dEdEmip

A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria

ersquo ~90

Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera

totale X~1030 gcm2

max log totEXA

⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠

( ) ( )h

X h l dlρinfin

= int

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare

Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati

Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente

Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)

Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m

( ) ( )

( )arg

2 2 2arg arg

2 2

0

2

2 2

proiettile t hetta

proiettile t hetta proiettile t hetta

p E p m

s p p m m p p

m m Em Em

= =

= + = + + =

= + + asymp

p

Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

125 plusmn35 mb

PV LandshoffMarzo 2009

Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo

incertezzeassai rilevanti

Come varia il profilolongitudinale

Come varia il profilolongitudinale

Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith

LnNe

Profilo di sciame di protone di energia E

Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA

Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo

avrarsquo meno size di uno scimae da protone

Misura della composizione Ne vs Nμ

Misura della composizione Ne vs Nμ

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

P Auger

Anni 30 e seguenti

Ce un limite alla dimensioneenergia di uno sciame

Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi

Gli Sciami di Raggi Cosmici gliSciami Estesi

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Anni 50

Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami

Albuquerque

18

Extensive Air Showers (EAS)rlm

httpwww-ikfzkdecorsika

Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV

Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle

Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns

bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A

Edec ~ 20 GeV

nch ~ 10

nch ~ 23 nneut

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

LnNe

X (spess di materiale attraversato)

Numero di mip equivalenti dEdEmip

A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria

ersquo ~90

Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera

totale X~1030 gcm2

max log totEXA

⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠

( ) ( )h

X h l dlρinfin

= int

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare

Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati

Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente

Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)

Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m

( ) ( )

( )arg

2 2 2arg arg

2 2

0

2

2 2

proiettile t hetta

proiettile t hetta proiettile t hetta

p E p m

s p p m m p p

m m Em Em

= =

= + = + + =

= + + asymp

p

Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

125 plusmn35 mb

PV LandshoffMarzo 2009

Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo

incertezzeassai rilevanti

Come varia il profilolongitudinale

Come varia il profilolongitudinale

Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith

LnNe

Profilo di sciame di protone di energia E

Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA

Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo

avrarsquo meno size di uno scimae da protone

Misura della composizione Ne vs Nμ

Misura della composizione Ne vs Nμ

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Esperimenti basati a terra per misurare gli sciami prodotti dai raggi

cosmici

Anni 50

Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami

Albuquerque

18

Extensive Air Showers (EAS)rlm

httpwww-ikfzkdecorsika

Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV

Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle

Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns

bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A

Edec ~ 20 GeV

nch ~ 10

nch ~ 23 nneut

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

LnNe

X (spess di materiale attraversato)

Numero di mip equivalenti dEdEmip

A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria

ersquo ~90

Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera

totale X~1030 gcm2

max log totEXA

⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠

( ) ( )h

X h l dlρinfin

= int

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare

Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati

Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente

Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)

Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m

( ) ( )

( )arg

2 2 2arg arg

2 2

0

2

2 2

proiettile t hetta

proiettile t hetta proiettile t hetta

p E p m

s p p m m p p

m m Em Em

= =

= + = + + =

= + + asymp

p

Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

125 plusmn35 mb

PV LandshoffMarzo 2009

Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo

incertezzeassai rilevanti

Come varia il profilolongitudinale

Come varia il profilolongitudinale

Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith

LnNe

Profilo di sciame di protone di energia E

Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA

Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo

avrarsquo meno size di uno scimae da protone

Misura della composizione Ne vs Nμ

Misura della composizione Ne vs Nμ

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

Anni 50

Esperimento di Linsley e Scarsi a Volcano Ranchsembra non esserci limite alla dimensione degli sciami

Albuquerque

18

Extensive Air Showers (EAS)rlm

httpwww-ikfzkdecorsika

Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV

Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle

Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns

bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A

Edec ~ 20 GeV

nch ~ 10

nch ~ 23 nneut

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

LnNe

X (spess di materiale attraversato)

Numero di mip equivalenti dEdEmip

A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria

ersquo ~90

Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera

totale X~1030 gcm2

max log totEXA

⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠

( ) ( )h

X h l dlρinfin

= int

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare

Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati

Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente

Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)

Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m

( ) ( )

( )arg

2 2 2arg arg

2 2

0

2

2 2

proiettile t hetta

proiettile t hetta proiettile t hetta

p E p m

s p p m m p p

m m Em Em

= =

= + = + + =

= + + asymp

p

Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

125 plusmn35 mb

PV LandshoffMarzo 2009

Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo

incertezzeassai rilevanti

Come varia il profilolongitudinale

Come varia il profilolongitudinale

Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith

LnNe

Profilo di sciame di protone di energia E

Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA

Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo

avrarsquo meno size di uno scimae da protone

Misura della composizione Ne vs Nμ

Misura della composizione Ne vs Nμ

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

18

Extensive Air Showers (EAS)rlm

httpwww-ikfzkdecorsika

Fotone E=1015 eV Nucleo Fe E=1015 eVProtone E=1015 eV

Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle

Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns

bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A

Edec ~ 20 GeV

nch ~ 10

nch ~ 23 nneut

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

LnNe

X (spess di materiale attraversato)

Numero di mip equivalenti dEdEmip

A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria

ersquo ~90

Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera

totale X~1030 gcm2

max log totEXA

⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠

( ) ( )h

X h l dlρinfin

= int

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare

Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati

Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente

Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)

Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m

( ) ( )

( )arg

2 2 2arg arg

2 2

0

2

2 2

proiettile t hetta

proiettile t hetta proiettile t hetta

p E p m

s p p m m p p

m m Em Em

= =

= + = + + =

= + + asymp

p

Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

125 plusmn35 mb

PV LandshoffMarzo 2009

Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo

incertezzeassai rilevanti

Come varia il profilolongitudinale

Come varia il profilolongitudinale

Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith

LnNe

Profilo di sciame di protone di energia E

Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA

Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo

avrarsquo meno size di uno scimae da protone

Misura della composizione Ne vs Nμ

Misura della composizione Ne vs Nμ

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

Il fronte delle particelleIl fronte delle particelle

Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns

bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A

Edec ~ 20 GeV

nch ~ 10

nch ~ 23 nneut

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

LnNe

X (spess di materiale attraversato)

Numero di mip equivalenti dEdEmip

A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria

ersquo ~90

Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera

totale X~1030 gcm2

max log totEXA

⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠

( ) ( )h

X h l dlρinfin

= int

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare

Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati

Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente

Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)

Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m

( ) ( )

( )arg

2 2 2arg arg

2 2

0

2

2 2

proiettile t hetta

proiettile t hetta proiettile t hetta

p E p m

s p p m m p p

m m Em Em

= =

= + = + + =

= + + asymp

p

Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

125 plusmn35 mb

PV LandshoffMarzo 2009

Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo

incertezzeassai rilevanti

Come varia il profilolongitudinale

Come varia il profilolongitudinale

Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith

LnNe

Profilo di sciame di protone di energia E

Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA

Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo

avrarsquo meno size di uno scimae da protone

Misura della composizione Ne vs Nμ

Misura della composizione Ne vs Nμ

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

Fronte dello sciameSpessore ~qualche ns

bullDalle differenze dei tempi di arrivo si ricostruisce la direzione di arrivobullDallrsquoenergia deposta in ogni rivelatore si ricava il dNe(X)dxdybullDopo integrazione si ottiene Ne(X)bullCon lrsquoausiliio di simulazione da Ne si ottiene E ma senza informazioniaggiuntive la conversione Ne-E dipende da A

Edec ~ 20 GeV

nch ~ 10

nch ~ 23 nneut

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

LnNe

X (spess di materiale attraversato)

Numero di mip equivalenti dEdEmip

A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria

ersquo ~90

Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera

totale X~1030 gcm2

max log totEXA

⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠

( ) ( )h

X h l dlρinfin

= int

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare

Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati

Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente

Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)

Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m

( ) ( )

( )arg

2 2 2arg arg

2 2

0

2

2 2

proiettile t hetta

proiettile t hetta proiettile t hetta

p E p m

s p p m m p p

m m Em Em

= =

= + = + + =

= + + asymp

p

Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

125 plusmn35 mb

PV LandshoffMarzo 2009

Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo

incertezzeassai rilevanti

Come varia il profilolongitudinale

Come varia il profilolongitudinale

Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith

LnNe

Profilo di sciame di protone di energia E

Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA

Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo

avrarsquo meno size di uno scimae da protone

Misura della composizione Ne vs Nμ

Misura della composizione Ne vs Nμ

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

Edec ~ 20 GeV

nch ~ 10

nch ~ 23 nneut

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

LnNe

X (spess di materiale attraversato)

Numero di mip equivalenti dEdEmip

A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria

ersquo ~90

Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera

totale X~1030 gcm2

max log totEXA

⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠

( ) ( )h

X h l dlρinfin

= int

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare

Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati

Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente

Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)

Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m

( ) ( )

( )arg

2 2 2arg arg

2 2

0

2

2 2

proiettile t hetta

proiettile t hetta proiettile t hetta

p E p m

s p p m m p p

m m Em Em

= =

= + = + + =

= + + asymp

p

Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

125 plusmn35 mb

PV LandshoffMarzo 2009

Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo

incertezzeassai rilevanti

Come varia il profilolongitudinale

Come varia il profilolongitudinale

Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith

LnNe

Profilo di sciame di protone di energia E

Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA

Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo

avrarsquo meno size di uno scimae da protone

Misura della composizione Ne vs Nμ

Misura della composizione Ne vs Nμ

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Trasferimento di energia in uno sciame atmosferico

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

LnNe

X (spess di materiale attraversato)

Numero di mip equivalenti dEdEmip

A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria

ersquo ~90

Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera

totale X~1030 gcm2

max log totEXA

⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠

( ) ( )h

X h l dlρinfin

= int

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare

Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati

Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente

Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)

Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m

( ) ( )

( )arg

2 2 2arg arg

2 2

0

2

2 2

proiettile t hetta

proiettile t hetta proiettile t hetta

p E p m

s p p m m p p

m m Em Em

= =

= + = + + =

= + + asymp

p

Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

125 plusmn35 mb

PV LandshoffMarzo 2009

Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo

incertezzeassai rilevanti

Come varia il profilolongitudinale

Come varia il profilolongitudinale

Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith

LnNe

Profilo di sciame di protone di energia E

Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA

Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo

avrarsquo meno size di uno scimae da protone

Misura della composizione Ne vs Nμ

Misura della composizione Ne vs Nμ

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

Deposizione di energia in atmosfera il profilo longitudinale

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

La maggior parte dellrsquoenergia viene deposta in atmosferaper ionizzazione dalla componente em fatta di e+ e-

Ne(X) = ldquoSize emrdquo dello sciame

LnNe

X (spess di materiale attraversato)

Numero di mip equivalenti dEdEmip

A 1015 ndash 1016 eV la percentualedeposta per ionizzazione in aria

ersquo ~90

Profonditarsquo di osservazione ad un angolo datoAtmosfera

totale X~1030 gcm2

max log totEXA

⎛ ⎞prop ⎜ ⎟⎝ ⎠

( ) ( )h

X h l dlρinfin

= int

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare

Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati

Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente

Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)

Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m

( ) ( )

( )arg

2 2 2arg arg

2 2

0

2

2 2

proiettile t hetta

proiettile t hetta proiettile t hetta

p E p m

s p p m m p p

m m Em Em

= =

= + = + + =

= + + asymp

p

Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

125 plusmn35 mb

PV LandshoffMarzo 2009

Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo

incertezzeassai rilevanti

Come varia il profilolongitudinale

Come varia il profilolongitudinale

Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith

LnNe

Profilo di sciame di protone di energia E

Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA

Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo

avrarsquo meno size di uno scimae da protone

Misura della composizione Ne vs Nμ

Misura della composizione Ne vs Nμ

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Raggi Cosmici e fisica delleparticelle

Sappiamo calcolare le interazioni adroniche solo dove egrave applicabile il regime perturbativo della QCD (alto momento trasferito) egrave solo una piccola parte dellasezione drsquourto adronicaLrsquoenergia a cui occorre modellizzare le interazioniadroniche per gli esperimenti di fisica dei raggi cosmicidi alta energia egrave anche molto maggiore di quellaottenibile con acceleratori e in genere non abbiamo a disposizione dati sperimentali che possano aiutare

Come risultato abbiamo modelli fenomenologici con grandi incertezze teoriche comportano grandeincertezza nellrsquointerpretazione dei dati

Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente

Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)

Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m

( ) ( )

( )arg

2 2 2arg arg

2 2

0

2

2 2

proiettile t hetta

proiettile t hetta proiettile t hetta

p E p m

s p p m m p p

m m Em Em

= =

= + = + + =

= + + asymp

p

Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

125 plusmn35 mb

PV LandshoffMarzo 2009

Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo

incertezzeassai rilevanti

Come varia il profilolongitudinale

Come varia il profilolongitudinale

Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith

LnNe

Profilo di sciame di protone di energia E

Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA

Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo

avrarsquo meno size di uno scimae da protone

Misura della composizione Ne vs Nμ

Misura della composizione Ne vs Nμ

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

Lrsquointerazione p-Aria e N-AriaLrsquointerazione p-Aria e N-AriaAlle alte energie lrsquointerazione nucleo-aria puorsquo essere descritta utilizzando illdquomodello di sovrapposizionerdquo ogni nucleo di numero di massa A e energia totale E0ersquo sostituito da A nucleoni di energia E0A che interagiscono indipendentemente

Tutto ersquo quindi riconducibile allrsquointerazione p-Nucleo (e quindi n interazioni p-nucleonevedi Glauber model)

Lrsquoenergia disponibile nel cm ersquo quella dellrsquourto nucleone-nucleone Trascurando le differenze di massa neutrone-protone mp = mn = m

( ) ( )

( )arg

2 2 2arg arg

2 2

0

2

2 2

proiettile t hetta

proiettile t hetta proiettile t hetta

p E p m

s p p m m p p

m m Em Em

= =

= + = + + =

= + + asymp

p

Lrsquoenergia nel cm di LHC = 14 TeV corrisponde nel rif del lab allrsquourto di un protone di ~1017 eV

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

125 plusmn35 mb

PV LandshoffMarzo 2009

Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo

incertezzeassai rilevanti

Come varia il profilolongitudinale

Come varia il profilolongitudinale

Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith

LnNe

Profilo di sciame di protone di energia E

Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA

Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo

avrarsquo meno size di uno scimae da protone

Misura della composizione Ne vs Nμ

Misura della composizione Ne vs Nμ

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Spettro dei rc e energia degliacceleratori

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

125 plusmn35 mb

PV LandshoffMarzo 2009

Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo

incertezzeassai rilevanti

Come varia il profilolongitudinale

Come varia il profilolongitudinale

Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith

LnNe

Profilo di sciame di protone di energia E

Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA

Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo

avrarsquo meno size di uno scimae da protone

Misura della composizione Ne vs Nμ

Misura della composizione Ne vs Nμ

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

Estrapolazione della sezionedrsquourto p-p

125 plusmn35 mb

PV LandshoffMarzo 2009

Molteplicitarsquosecondariinelasticitarsquo

incertezzeassai rilevanti

Come varia il profilolongitudinale

Come varia il profilolongitudinale

Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith

LnNe

Profilo di sciame di protone di energia E

Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA

Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo

avrarsquo meno size di uno scimae da protone

Misura della composizione Ne vs Nμ

Misura della composizione Ne vs Nμ

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

Come varia il profilolongitudinale

Come varia il profilolongitudinale

Vero in media grandi fluttuazioni evento per evento exp(-Xλ)

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith

LnNe

Profilo di sciame di protone di energia E

Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA

Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo

avrarsquo meno size di uno scimae da protone

Misura della composizione Ne vs Nμ

Misura della composizione Ne vs Nμ

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Profilo dello sciame e modello di sovrapposizione

Allo stesso angolo di zenithAllo stesso angolo di zenith

LnNe

Profilo di sciame di protone di energia E

Profilo di sciame danucleo di massa A ed energia EAEquivale a A sciamidi energia EA

Ad una depth fissata in atmosfera a paritarsquo dienergia e angolo di zenit lo sciame da nucleo

avrarsquo meno size di uno scimae da protone

Misura della composizione Ne vs Nμ

Misura della composizione Ne vs Nμ

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

Misura della composizione Ne vs Nμ

Misura della composizione Ne vs Nμ

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

32

Haverah Park (UK)rlm

Area 12km2

Rivelatori-Cherenkov ad acqua 23 m2 12 m di altezza20 anni di operazione dal 1987data recording usando foto di tracce oscillografiche

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

Esperimenti di superficieEsperimenti di superficie

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

Le grandi incertezze delle misureindirette

Le grandi incertezze delle misureindirette

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

RisultatiRisultati

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

Risultati in termine dicomposizione elementale

Risultati in termine dicomposizione elementale

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

37

AGASA (Japan)rlm

Area ~100km2

111 scintillator stations 22 m2 x 5 cm27 muon proport counters 28-10 m2

fibre optics networkclosed down 2004

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

38

AGASA esempio di analisi di sciame a terra

Distribuzione laterale delleparticelle caricherarr S(r0) energy estimator

Incertezze sulla calibrazione in energiaplusmn30 10195 eV plusmn25 1020 eV

AGASA --gtS(600) rlm

Shower footprint on ground

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

39

2P(0

1rlm(

2P(0

21N

(00

rlm(

2P(1

0rlm(

2P(0

0rlm(

2P(1

2rlm(

250 300 350 400 450 nm

2P(0

21N

(00

rlm(

- emissione dalle molecole N2(2P1N bande)

- Efficienza di emissione max nelrange 300-400 nm

-isotropica lungo le tracce

- ~ 4 fotonimpart- dipende dalla pressione amp umiditarsquo

Unrsquoaltra tecnica rivelazione della luce di fluorescence

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

40

Tecnica della Luce di Fluorescenza

fluorescence

Cherenkov

Luce osservata(fluorescenza + Cherenkov)Correggere per lrsquoattenuazione atmosfericaSottrazione Cherenkov

assumendo~ 4 fotoni di fluorescenza m

correggere per la missing energy

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

42

HR-IHR-II 126 km

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

Il Flyrsquos Eye ad alta risoluzione(HiRes)

bull HiRes 1 ndash 21 specchibull HiRes 2 - 42 specchibull Dugway (Utah) bull inizio lsquo97HR1 lsquo99HR2

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

43

HiRes I amp Hires II

HiResHiRes--II

HiRes-I21 mirrors1 ring full azimuth 3deg-17deg FOVSample amp Hold DAQ Systemdata taking June 1997-April

200637 m2 mirrors 256 PMTs

HiRes-II42 mirrors2 rings full azimuth 3deg-31deg FOVFADC DAQ Systemdata taking Dec 1999-April 2006

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

Spettro CR alle UHESpettro CR alle UHEGinocchio

Ek=3middot1015 eV

2deg Gin Caviglia

E2k=5middot1017 eVEa=1middot1019 eV

dip

ldquoGinocchiordquorarrrigidity models2o ldquoGinocchiordquoldquoCavigliardquo

transizione tra componentigalattiche ed estragalattiche

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)Xmax vs Energia (ldquoElongation Raterdquo)

InelasticitarsquoFrazione di energia associati ai secondari

non leasing nelle interazioni

dipende da σ(E) per il processo N-Aire dalla inelasticitarsquo di tale interazioni

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

46

Origine dei raggi cosmici sorgenti astrofisiche

ISM-SN (LagageampCesarsky 1983) Wind-SN (Biermann 1993) rlm

HESS collaboration Aharonian et al Nature 2004 432 75 ndash 77 Meccanismo di accelerazione

Le particelle acquistano energiaattraversando il fronte di ldquoshockrdquo passandodalla regione upstream a quelladownstream ripetutamenteAccelerazione del primo ordine di Fermi

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

48

Meccanismi possibili- accelerazione stocastica in plasmi magnetizzati (acc diFermi)

- accelerazione diretta(elettromotrice force)

Candidati probabili- active galactic nuclei (AGNs)rlmrarr crsquoersquo qualche evidenza di

correlazione- gamma ray bursts (GRBs) rlm(MeszarosampRees 19921994) rlm

- Stelle di neutroni(BednarekampProtheroe2002)rlm

Possiamo Emax~ 1021 eVEmaxEeV ~ Z (B μG) (R kpc)

Log

(B

(G)) Emax ~ Z B R

Hillas plot Fino a quale energiaFino a quale energia

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

49

Crsquoersquo un limite allrsquoestensione dello spettro dei raggicosmici

Effetto predetto da Greisen Zatsepin e Kuzminlrsquointerazione con il fondo cosmico di microonde (CMB)

nuclei foto-disintegrazione e and produzione di coppie sul CMB (RB IR) rlm

γ + γCMB IR RB e+ + e-

Ethr ~ 3 1014 εγ eV

fotoni

p + γCMB p + π0n + π+

p + e+ + e-

protons

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

EndEnd

Il limite GZKIl limite GZKNel 1966 Greisen e indipendentemente Zatsepin and Kuzrsquomin realizzarono che CMBR doveva limitare la propagazione di protoni ad altissima energia

GZK cut-off

γ isin CMBR∆(1232 MeV)

M massa del nucleoneq momento del γEγ = 2310-4 eV

~1020 eV~1020 eV

( 2)2

(1 cos ) 2( )

thrM mE m

qper

head on collisions

ππ

θ

+=

minus =minus

Vicino alla soglia la sezione drsquourto ersquo ~2 10-28 cm2 Per una densitarsquo di fotonipari a 400 cm-3 il libero cammino medio viene λ~1025 cm ~ 5 Mpc (tipicadimensione di un cluster di galassie)

Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

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Differenze Hires-AgasaDifferenze Hires-Agasa

52

Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

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Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

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Altre possibilitarsquo per i raggi cosmici di energiaestrema modelli top-downgli eventi nelle regioni EHE si possono spiegare con modeli alternativi

decadimento o annichilazione di particelle supermassive (Big Bang relics) o processi esotici in combinazione con scenari astrofisici

- Difetti topoligicirelics of the Big-Bang as magnetic monopoles strings cosmic necklaces

- super heavy dark matter (SHDM) metastable massive particles could form part of the cold dark matter in galaxy halos

- Z-Burst prodotti di decadimento di bosoni Z prodotti nello scattering di neutrini cosmologici di

energia estrema con i n relice nellrsquoalone della Galassa

Risolvono il problema con Emax constraints dai limiti su ν e γ

tutti i modelli predicono una grande frazione di fotoni (dominerebberoalle enegie piursquo alte)rlm

La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

54

Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

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La regione delle EnergiaEstreme

La regione delle EnergiaEstreme

Domande fondamentalibullQuale ersquo il meccanismo di accelerazione a questeenergiebullQuali particellenuclei osserviamobullQuali sono le sorgenti bullCi sono componenti extra-galattichebullEsiste il GZK ldquocutoffrdquo che ci si aspetta

Una finestra verso nuova Fisica Fondamentale

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Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

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Astronomia degli UHECR

E18 le ZmiddotBmicroGmiddotRkpc

δθ ~ dR

Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

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Un esperimento ibridoUn esperimento ibrido

Il Progetto AugerObiettivo usare le 2 tecnicheinsieme (componente em e μ a terra + luce di fluorescenza rivelazione ibrida)

UHECR with E gt 1018 eV withfull efficiency above 1019 eV

Propostafull sky coverage (both hemispheres) large aperture (3000 km2 each site )

Proposto da Jim Cronin e Alan Watson by 1991

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