Misura dell'intensità della componente leggera dei raggi cosmici primari alle energie <100 TeV con l'esperimento ARGO-YBJ

2 Introduzione
1. Misura della frequenza degli sciami incidenti sul rivelatore e sua “certifi-
cazione” attraverso il confronto con un accurato calcolo nelle condizioni
sperimentali di ARGO.
Il flusso di sciami indotti da RC rappresenta il fondo (background) per la
γ-astronomia ovvero per l’osservazione di fotoni di alta energia provenien-
ti da specifiche sorgenti (supernova remnants, nuclei galattici attivi, ecc).
Poiche´ la tecnica osservativa consiste nel misurare un eccesso di eventi
dalla direzione della sorgente rispetto al fondo, la valutazione di quest’ul-
timo e´ di primaria importanza per stabilire la significativita´ statistica
dell’osservazione.
Le principali difficolta´ di questo studio sono dovute al fatto che alle energie
in gioco si stanno selezionando sciami atmosferici alla fine del loro svilup-
po longitudinale, caratterizzati da grandi fluttuazioni nel numero di parti-
celle e da una rilevante dipendenza dalle condizioni ambientali (pressione
e temperatura).
2. Misura della frequenza degli sciami incidenti sul rivelatore ad energie< 100
TeV al fine di calibrare la risposta del rivelatore e di valutare il contributo
delle diverse componenti primarie (protoni, elio e nuclei piu´ pesanti) in
una regione in cui esistono solo dati da esperimenti su pallone o satellite
caratterizzati da notevoli incertezze per quanto riguarda il flusso dei nuclei
di elio. Inoltre, questo e´ il primo passo per poter estendere la misura dello
spettro dei RC ad energie piu´ elevate ed affrontare il problema della misura
dello spettro dei protoni, spettro che puo´ testare la modellistica corrente
(“Modello standard per la generazione ed il trasporto dei RC galattici”)
che assume i protoni di origine galattica essere accelerati da onde d’urto
(shock waves) nei supernova remnants.
Capitolo 1
La radiazione cosmica
1.1 La radiazione cosmica primaria
La Terra e` continuamente colpita da particelle provenienti dallo spazio cir-
costante. I raggi cosmici sono particelle cariche che viaggiano a velocita´ prossime
a quelle della luce e colpiscono la terra da tutte le direzioni. Rappresentano uno
dei pochi esempi diretti di materia esterna al sistema solare perche´ hanno origine
nello spazio e sono prodotti da diverse sorgenti come il Sole, le altre stelle e altri
oggetti lontani come le supernovae e i loro resti, le stelle di neutroni, i buchi
neri, i nuclei galattici attivi e le galassie radio.
La prima evidenza dell’esistenza dei raggi cosmici arrivo´ inaspettatamente
all’inizio del 1900 studiando i fenomeni radioattivi che risultavano ineliminabili,
anche usando delle schermature. Nello studio dell’identificazione degli elementi
fu rilevato che ognuno di essi ha un determinato potere radioattivo che decresce
col passare del tempo. Il problema si presento´ quando gli elettroscopi rilevavano
radioattivita´ anche senza la presenza di sorgenti vicine: fu subito chiaro che
questo eccesso di radiazione non potesse provenire dalla Terra. Furono program-
mati una serie di esperimenti e, nel 1911, Victor Hess [1], attraverso misurazioni
con il suo elettroscopio su un pallone aerostatico noto´ che, inizialmente, l’in-
tensita´ della radiazione decresceva con l’aumentare dell’altitudine, ma arrivando
oltre 5000 piedi la radiazione diventava molto piu´ intensa rispetto al livello del
mare.
Ben presto furono condotti esperimenti a quote ancora piu` elevate usando
dei palloni aerostatici e divenne chiaro che la sorgente ionizzante era esterna alla
Terra. Nel 1928 W. Bothe e W. Kolhoster mostrarono che questa sorgente era
costituita da particelle cariche di grande energia provenienti da tutte le direzioni
dell’universo. Per indicare questo flusso di particelle fu utilizzato in modo gener-
ico il termine “Raggio Cosmico”, RC.
La radiazione cosmica che arriva alla Terra e´ composta per il 98% da nuclei
3
4 La radiazione cosmica
Figura 1.1: L’abbondanza degli elementi nei raggi cosmici confrontata con quella
del sistema solare, normalizzate alla stessa quantita´ di carbonio.
completamente ionizzati e per il 2% da elettroni e positroni; nell’intervallo di
energia 108-1010 eV/nucleone, dove si ha la massima intensita´, la composizione
nucleare consta di idrogeno, 87%, elio, 12%, altri nuclei pesanti dal carbonio
agli attinidi, 1%. Ad energie maggiori, dell’ordine dei TeV e dei PeV, la com-
posizione dei raggi cosmici e´ approssimativamente, costituita da protoni per il
50%, particelle α per il 25%, CNO per il 13% e Fe per il 10%. Per stabilire la
natura dei raggi cosmici, piu´ precisamente se sono prodotti dalla nucleosintesi
stellare, e´ utile un confronto tra le abbondanze degli elementi misurate nei raggi
cosmici e quelle rilevate nel sistema solare che sono rappresentative della materia
prodotta all’interno delle stelle, rivelata oggi attraverso lo studio degli spettri di
emissione stellare (vedi figura 1.1).
Si nota che, ad esempio, l’idrogeno e l’elio sono presenti in quantita´ molto
minori rispetto alle stelle mentre nuclei del gruppo del Be-Li-B e del Fe sono
sovrabbondanti di diversi ordini di grandezza. Si evince che le abbondanze di
1.1 La radiazione cosmica primaria 5
elementi pesanti (Z>2) nella radiazione cosmica sono superiori a quelle presenti
nelle stelle, mentre le variazioni di abbondanza da elemento ad elemento nel
grafico relativo ai raggi cosmici sono piu´ piccole di quelle relative alle stelle.
Questa diminuzione di variazione e´ spiegabile nell’emissione di nucleoni da
parte dei nuclei pesanti all’interno dei raggi cosmici durante il percorso fatto per
arrivare al nostro Sistema Solare. Tale processo distribuisce frammenti nucleari
su tutti gli elementi e per quelli che hanno abbondanza minore, questa contami-
nazione puo´ essere molto importante perche´ preclude la possibilita´ di analizzare
le quantita´ prodotte dalla sorgente.
Sebbene non sia ancora noto il meccanismo di accelerazione delle particelle
che costituiscono i raggi cosmici, l’analisi degli elementi in essi presenti permette
di affermare senza alcun dubbio che la loro origine risiede nelle stelle, dove
vengono formati tutti gli elementi, ad eccezione di quelli piu´ leggeri. Percio´
nello spettro occorre distinguere due tipi di raggi cosmici:
ˆ i raggi cosmici primari, i cui elementi piu´ abbondanti sono gli stessi pre-
senti nelle stelle poiche´ e´ l´ı che sono prodotti, probabilmente con processi
simili ai brillamenti solari;
ˆ i raggi cosmici secondari, i cui elementi principali sono quelli dei gruppi
del Be-Li-B e del Fe, non presenti nelle stelle e che derivano per lo piu´ dalla
frammentazione dei raggi primari.
Da questa classificazione le particelle primarie piu´ semplici sono nuclei del
gruppo del Fe poiche´ tutte le specie piu´ pesanti di queste sono estremamente
rare nel cosmo. Dunque, l’informazione data dalla distribuzione degli elementi e´
duplice perche´ la spallazione prodotta da´ informazione sulla propagazione ed il
contenimento dei raggi cosmici, mentre l’abbondanza dei nuclei relativi alla sor-
gente, corretta a causa degli effetti di propagazione, ci puo´ fornire informazioni
sulla composizione della sorgente stessa.
1.1.1 Lo spettro
La radiazione cosmica primaria si estende su un ampio intervallo di energia e di
intensita´. Lo spettro di energia dei nuclei che la costituiscono si distribuisce, in-
fatti, su piu´ di 12 ordini di grandezza. Su questo intervallo di energia l’intensita´
varia di almeno 30 ordini di grandezza, quindi, per la rivelazione occorrono una
strumentazione e tecniche di misura estremamente diversificate. Nella tabella
1.1.1 sono riportati i flussi di raggi cosmici a diverse energie e le tecniche utiliz-
zabili per la relativa rivelazione.
ˆ Sino ad energie di 100 GeV, lo studio degli raggi cosmici e´ stato realizza-
to con rivelatori di piccole dimensioni posti su satelliti o palloni ad alta
6 La radiazione cosmica
Energia Flusso integrale in 1 sr Tecnica Area
100GeV 6/m2s palloni/satelliti ∼ m2
10TeV 11/m2h palloni/satelliti ∼ m2
1000 TeV 50/m2anno apparati di sciame ≥ 104m2
1019 eV 1/km2anno apparati di sciame o fluor ≥ 100km2
1020 eV 1/km2secolo apparati di sciame o fluor > 1000km2
Tabella 1.1.1: Valori del flusso dei raggi cosmici a diverse energie. Per ognuno
di essi e´ indicata la tecnica di osservazione e le aree efficaci per gli esperimenti
interessati.
quota (∼ 40 km). Negli ultimi anni la tecnica osservativa, sia con dis-
positivi passivi come le emulsioni nucleari, che con esperimenti su pallone,
si e´ notevolmente raffinata; allo stesso tempo e´ stato possibile realizzare
voli con lungo tempo di esposizione (voli antartici per l’esperimento Jacee
[5], voli transiberiani per l’esperimento Runjob [7] e voli circumpolari per
l’esperimento ATIC) che hanno consentito l’estensione delle misure dirette
sino ad energie di centinaia di TeV, anche se con significativita´ statistica
ridotta.
ˆ Ad energie superiori a 100 TeV, ove il flusso di raggi cosmici e´ ormai
cos´ı ridotto da non poter essere osservato con misure dirette che utilizzano
dispositivi di piccole dimensioni, la tecnica di misura e´ realizzata attraverso
l’osservazione delle componenti di sciami estesi in atmosfera (elettroni,
muoni, adroni, luce Cˇerenkov), generati dall’interazione dei raggi cosmici
primari con i nuclei dell’atmosfera.
ˆ Per energie superiori a 1018 eV gli apparati di sciame devono essere di
grande dimensione a causa della esigua intensita´ dei raggi cosmici (∼
1/km2 anno ad energie di ∼ 1019 eV ). In alternativa o in combinazione con
la tecnica di sciame, e´ stata sviluppata negli ultimi quindici anni l’osser-
vazione della luce di fluorescenza dell’azoto atmosferico eccitato, nel core
degli sciami, dagli elettroni di alta energia.
Il flusso differenziale di particelle, J(E), ossia il numero di particelle per
unita´ di tempo, unita´ di area ed unita´ di angolo solido con energia compresa
tra [E,E + dE], con unita´ di misura m−2 s−1 sr−1 GeV −1, e´ ben descritto ad
energie > 10 GeV da una legge di potenza del tipo:
J(E) = k · E−γ (1.1)
con indice spettrale γ compreso nell’intervallo 2.5÷ 2.8 [2] e simile per le di-
verse componenti nucleari presenti nei raggi cosmici. Alle energie di (2÷5) ·1015
1.1 La radiazione cosmica primaria 7
eV lo spettro totale, all particle spectrum, mostra una variazione dell’indice spet-
trale δγ ∼ 0.4 − 0.5 usualmente definita come ginocchio (knee) dello spettro
totale dei raggi cosmici. Lo spettro continua con questo indice γ ∼ 3 fino a circa
3 · 1018 eV. Ad energie superiori non vi e´ accordo tra i dati forniti dagli esperi-
menti che operano a queste energie sia per quanto riguarda l’intensita´ assoluta
che per l’indice spettrale.
Infatti, nella regione a piu´ alta energia, oltre alla deflessione da parte del
campo magnetico intergalattico, anche le perdite di energia dovute ai campi di
radiazione intergalattici, come ad esempio il fondo di microonde, di infrarossi e
di onde radio, contribuiscono alla diffusione dei raggi cosmici. Subito dopo la
scoperta della radiazione di fondo cosmico di Penzias e Wilson (1965), Greisen
(1966), Zatsepin e Kuz’min (1966) predissero l’esistenza di un taglio nello spet-
tro di protoni circa a 6 · 1019 eV a causa della fotoproduzione di pioni dovuta al
fondo a microonde: da qui il nome di taglio GZK.
Sono stati effettuati, utilizzando simulazioni Monte Carlo e metodi analitici,
calcoli dettagliati della forma dello spettro di energia dei raggi cosmici derivanti
dalla propagazione delle particelle attraverso questi fondo di campi di radiazione.
E´ stato ottenuto un taglio nello spettro intorno a 1019 eV se lo spettro di
energia dei raggi cosmici primari si estende oltre 1020 eV e se le sorgenti sono
distribuite in modo uniforme in tutto l’universo. In realta´ diversi esperimenti
hanno rivelato eventi con energie superiori a queste: cio´ sembrerebbe negare il
taglio. Ma la perdita di energia dipende dal numero di collisioni e quindi dalla
distanza della sorgente: se la sorgente dei primari e´ sufficientemente vicina, allora
il numero di collisioni e´ limitato e l’energia con cui i raggi cosmici arrivano a
Terra potrebbe essere maggiore di quella prevista per il taglio GZK.
Questo e´ possibile solo se la sorgente si trova ad una distanza inferiore ai
100 Mpc, il che significa che se la sorgente si trova ad una distanza superiore ai
100 Mpc l’energia con cui i raggi cosmici arrivano a Terra deve essere inferiore
a 1019 eV, qualunque sia l’energia del primario. Questa ipotesi, che e´ valida
solo in linea di principio fa sorgere un altro problema riguardante la natura delle
sorgenti di questi primari ultra-energetici: non sono mai state osservate finora.
Ricapitolando, nell’ambito del Modello Standard dei raggi cosmici si assume
che sino ad energie di ∼ 1018 eV i raggi cosmici siano prevalentemente di origine
galattica mentre ad energie superiori la radiazione cosmica sarebbe dominata
dalla componente extragalattica. In particolare in questo modello i raggi cos-
mici galattici sono costituiti da due popolazioni: quella accelerata dalle onde
d’urto delle Supernovae e quelli riaccelerati con meccanismi e in siti diversi della
Galassia. I punti salienti del Modello standard sono riassumibili come segue.
ˆ I raggi cosmici sono prodotti nei processi di nucleosintesi stellare, come
suggerito prima dalla somiglianza tra le abbondanze elementari dei raggi
cosmici e quelle del sistema solare.
8 La radiazione cosmica
Componenti Densita´ di energia (eV/cm3)
Raggi Cosmici 1
Campo Magnetico 0.2÷ 0.8
Radiazione Visibile 0.6
Radiazione di fondo 0.265
Gas Interstellare 1
Tabella 1.1.2: Densita´ di energia di alcune componenti della Galassia.
ˆ I raggi cosmici sono accelerati dalle onde d’urto che si generano a seguito
dello scoppio di supernovae e poi vengono iniettati nel mezzo interstellare,
processo in cui circa 1051 erg sono spesi in energia cinetica del materiale
espulso. Dei fenomeni finora noti, solo le esplosioni delle supernovae sono
in grado di accelerare i raggi cosmici ad energie di 1018 − 1019 eV. Inoltre,
assumendo una frequenza di supernovae di circa 1 ogni trenta anni si ot-
tiene una potenza ∼ 1042 erg/s disponibile, di cui solo una piccola frazione
e´ necessaria per sostenere la luminosita´ in raggi cosmici (∼ 1040 erg/s) [3].
ˆ Dopo essere stati iniettati nel mezzo interstellare i raggi cosmici si pro-
pagano attraverso l’equazione del trasporto di Ginzburg e Syrovatskii [3].
Una conseguenza diretta della diffusione dei raggi cosmici nel campo mag-
netico galattico e dell’interazione con le sue irregolarita´ e´ l’estremo grado di
isotropia dei raggi cosmici sino alle piu´ alte energie: a 1016 eV l’anisotropia
misurata e´ < 1%.
ˆ I raggi cosmici non arrivano a Terra dopo un percorso diretto, proprio
a causa della diffusione nel mezzo interstellare, ma viaggiano per milioni
di anni nella Galassia dando luogo ad una componente secondaria non
prodotta nei processi di nucleosintesi stellare (Li, Be, B ed elementi del
gruppo precedente al Ferro).
I raggi cosmici, quindi, permeano come un gas tutta la Galassia, interagendo
con gli altri suoi costituenti e rappresentano in definitiva una delle componenti
principali della Galassia con una densita´ di energia confrontabile con quella di
altre grandezze (equipartizione), vedi tabella 1.1.2
1.2 Contributi allo spettro dei raggi cosmici
Analizzare lo spettro dei raggi cosmici e´ molto complicato perche´ in realta´ esso
non e´ relativo ad un’unica specie di elementi, ma e´ dovuto alla somma delle
diverse componenti presenti nei raggi cosmici, quali protoni, particelle alfa ed
altri nuclei. I raggi cosmici ad alta energia usualmente si dividono in 5 gruppi:
1. protoni, Z = 1,