MeteoCAST: a nowcasting model to predict extreme meteorological events
EEE Extreme Energy Events
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La Scienza nelle Scuole
Gian Paolo Imponente
www.centrofermi.it/eee
EEEExtreme Energy Events
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Obiettivi• Rete estesa di rivelatori nelle Scuole Superiori
A regime: potenzialità di una scoperta di Fisica
• In ogni Scuola: 1 “telescopio” per muoni/sciami (3 piani MRPC)
• 2005: 7 città pilota (To, Bo, Frasc-Grottaf, Aq, Le, Ct, Ca)
• 2005 Maggio-Giugno: (personale INFN/CFermi + Scuole) – CERN (Ginevra): costruzione 1 MRPC– Frascati: rimanenti 2 MRPC
• 2005 2006: 3 Scuole + 1 Sez. INFN telesc. /città
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Raggi cosmici di altissima energia
• Sciami di raggi cosmici: coincidenza a terra
• Coincidenza di primari fuori dall’atmosfera
• Meccanismi di produzione/accelerazione:– sistemi astrofisici– processi “esotici”
• La griglia di rivelatori– MRPC
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Cosa sono i raggi cosmici?
• 1912 Victor Hess: contatore su pallone --- radiazione aumentava!
“Cosmica”
•Inizio del XX secolo: radiazione misurata nell’ambiente molto superiore a quella attesa dalle sorgenti radioattive naturali
• Particelle sub-atomiche, con energie molto varie: 109-1021 eV
Il flusso varia con l’energia: bassa migliaia /m2/s “facile” da misurare
alta alcuni/Km2/secolo “difficile”
La composizione è varia:
•Protoni (soprattutto)
•Nuclei pesanti (fino all’Uranio)
• 0.1% fotoni (gamma)
carichi: deflessi da campi magnetici extra/galattici
“pesanti”: deflessi meno
neutri: propagazione in linea retta (o quasi)
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Radiazione Energia
Fotone luminosoosservabile da un occhio
1 eV
Raggi Ultra Violetti provenienti dal Sole, possono bruciare la pelle
10 eV
X-Raypossono attraversare il corpo
1000 eV = 1 keV
Gamma rayes. rivelabili dal telescopio Whipple
1012 eV = 1 TeV
Raggi Cosmici di media energia
1015 eV = 1 PeV
Raggi Cosmici di alta energia 1020 eV = 100 EeV
Raggi Cosmici di altissima energiaMisurati
3x1020 eVQuesta è l’energia lanciando una palla da bowling su un piede dall’altezza di un metro!
Energia abbreviazione
103 eV = 1,000 eV Kev = Kilo electron volt
106 eV = 1,000,000 eV MeV = Mega electron volt
109 eV = 1,000,000,000 eV GeV =Giga electron volt
1012 eV = 1,000,000,000,000 eV TeV = Terra electron volt
1015 eV = 1,000,000,000,000,000 eV PeV = Peta electron volt
1018 eV = 1,000,000,000,000,000,000 eV EeV = Exa electron volt
1021 eV = 1,000,000,000,000,000,000,000 eV ZeV = Zeta electron volt
Elettron Volt
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Come si studianoEnergia Tecniche differenti
1. Bassa energia, assorbiti dall’atmosfera – rivelatori su satelliti
2. Media energia – piccole piogge in atmosfera
Radiazione Cherenkov rivelata al suolo
3. Altissima energia: pioggia anche molto estesa (Km)
Le particelle continuano ad interagire ed al suolo sono rivelate da una griglia di strumenti
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Sciame: un primario colpisce l’atmosfera jet di altre particelle secondarie (106/minuto)
Urti successivi con azoto e ossigeno pioggia
Estensive Air Shower (EAS)
Ad altissime energie: altissimo numero di particelle secondarie circa 109 arrivano al suolo, velocità c
primario
I rivelatori sono colpiti ad istanti successivi
Intensità maggiore al centro
alcune particelle si fermano solo molti metri sotto il suolo
densità di particelle griglia di rivelatori
non si può vedere!
Sciami di raggi cosmici
p, N, e-, e+, X, …
e-, e+, …
• T di arrivo (GPS)
• ricostruzione del
(?)
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Muoni- particelle elementari,
•instabili,
•traiettoria quasi parallela al primario,
•percorrono Km e arrivano a terra prima di decadere (effetto relativistico)
•massa 105 MeV (e:0,5 MeV)
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Da dove vengono Mah?Direzione
1. Particelle cariche: deflesse e accelerate dai campi magnetici galattici – accelerazione di Fermi -- incertezza sulla direzione di provenienza
2. Fotoni: in linea retta – (es. Crab Nebula, AGN)
Galattici correlazione con il piano galatticoExtra-galattici isotropia
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Nube di gas, residuo dell’esplosione di una supernovaCina July 4, 1054 A.D.
Crab Nebula
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AGNNucleo Galattico Attivo
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nella Crab nebula, visto dal telescopio spaziale Hubble
Filmato della pulsar
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Raggi cosmici di altissima energia• alla ricerca dell’origine
• sono deflessi molto meno degli altripotrebbero puntare indietro alla sorgente
• Come?
•Molte ipotesi: sistemi binari di stelle, residui di supernove
•Meccanismi di accelerazione: tante ipotesi – Nuova Fisica: particelle primordiali super-massive
• Dove?
•Regioni enormi/con campi magnetici intensi
• a che distanza da noi?
Da più lontano
Non più di 150 milioni di anni luce (galassie vicine)
Radiazione cosmica di fondo perdita di energia non arriverebbero Invece…
•Provenienza isotropa (?)
•Eventi di altissima energia (?)
Galassia:
Il campo magnetico non riuscirebbe ad intrappolarli produzione vicino alla Terra
Maggiore provenienza dal piano galattico
Record:1 evento 3x1020 eV
palla da tennis a 290 Km/h
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Radiazione Cosmica di fondo - CMB
Fase molto calda: plasma di fotoni e barioni= gas di materia ionizzata e radiazione fotoni/elettroni
Raffeddamento: età universo 300.000 anniGli atomi diventano neutri formazione idrogeno
Forma di radiazione “perfetta” (esclude processi contingenti)
3 min 300.000 anni 13-16 miliardi y
Guardare la CMB = immagine dell’Universo all’età di 3x105y
Nel modello cosmologico standard, l’universo è iniziato in una fase molto calda e densa - “Big Bang”
– Espansione e raffreddamento– Radiazione: Penzias e Wilson 1965
Molto fredda: circa 3Klunghezza d’onda: microonde (mm, cm)Fotoni: 400/cm3 (1% rumore rivelabile con una tv)
– Uniforme nel cielo (1/10.000)– Radiazione fossile del big bang
E’ densa nel cielo: i raggi cosmici interagiscono perdendo energia
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Un po’ di cabala…
Misura aggiornata: 2.725 +/- 0.001 Kelvin (Mather et al. 1999, ApJ, 512, 511).
•Sembra sospettosamente e Kelvin (=2.718281828 K). •E’ il punto triplo dell’acqua diviso per 100 (=2.7315 K)? •Potrebbe essere esattamente 30/11 Kelvin (=2.727 K)? •O forse sqrt (15/2) Kelvin (=2.739 K)? •E invece (2 / )4 mec
2/k (=2.762 K)?
•O piuttosto (2/5) (G me / 2 mp)1/4 mpc
2/k (=2.719 K)?
•Addirittura (4/ ) -3 G1/2 mpc
2/k (=2.741 K)?
•O ancora meglio 16 sqrt2 G1/4 mec
2/k (=2.727 K)?
•O in termini delle unità di Planck e-73TPl (=2.805 K), dove TPl= ((hbar)c5/G)/k ? •O trasformando in unità imperiali come la Lega (=3 miglia), che dire di hc/k µL (=2.98 K)? = e2/4 0 c(hbar) ; G = G me
2/ c(hbar)
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Via Lattea•Campi magnetici galattici
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Esempi di raggi cosmici in campi magnetici galattici
Frecce=direzioni (variabili) del campo magnetico dovuto a distribuzione casuale di residui di supernovae
colori= densità di raggi cosmici accumulati
Simulazione di raggi cosmici immessi casualmente nel disco galattico in rotazione
Densità di energia dei raggi cosmici al variare del campo magnetico
(astro-ph/0402662)
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Come si rivelano
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Cosa ci aspettiamo di ‘vedere’
Confrontando le misure (numero di particelle, tempo di arrivo, posizione,
direzione) con le simulazioni al computer si ricostruiscono le caratteristiche dello sciame
1017 eV
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Distribuzione dei telescopi
Coincidenze di sciami distanti
possibili meccanismi:• processi astrofisici “lontani” (Mpc, 1019 Km)• interazioni “vicine” (103-106 Km)•nuova Fisica …
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Il rivelatore MRPC• Multigap Resistive Plate Chamber
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Filo da pesca per spaziare i fogli di vetro avvolto sulle viti
Striscioline di rame per raccogliere il segnale elettrico
Montaggio dell’MRPC
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Obiettivi• Rete estesa di rivelatori nelle Scuole Superiori
A regime: potenzialità di una scoperta di Fisica
• In ogni Scuola: 1 “telescopio” per muoni/sciami (3 piani MRPC)
• 2005: 7 città pilota (To, Bo, Frasc-Grottaf, Aq, Le, Ct, Ca)
• 2005 Maggio-Giugno: (personale INFN/CFermi + Scuole) – CERN (Ginevra): costruzione 1 MRPC– Frascati: rimanenti 2 MRPC
• 2005 2006: 3 Scuole + 1 Sez. INFN telesc. /città