La nuova Fisica. Ora siamo qui. E.x=h

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1 La nuova Fisica Ora siamo qui E.x=h

2 Estremi limiti della materia a noi nota Atomo Verifica ad energie estreme delle Interazioni fondamentali delle particelle elementari. Teorie delle interazioni fondamentali per spiegare fenomeni astrofisici Buco nero Peso un cm 3 di materia terrestre = grammi Particelle elementari Astrofisica & Astroparticelle Peso un cm 3 di materia di buco nero =1 miliardo di tonnellate L universo diventa il nostro laboratorio: studiamone radiazioni e particelle

3 Lo spettro di frequenze della radiazione elettromagnetica dallo spazio Natura della radiazione Ondulatoria corpuscolare Interferenza fotoelettrico diffrazione Compton RADIAZIONE = Onda elettromagnetica ma anche = Particella E=hν + Raggi cosmici Partcelle elementari, p,e, µ,ν Messaggeri di fenomeni astrofisici

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5 Fisica delle Astroparticelle temi rilevanti di indagine I telescopi che rivelano ogni componente dello spettro di radiazione permettono di Indagare fenomeni fondamentali ancora non compresi come: -Radiazione Cosmica di Fondo (CMB): microonde -Sorgenti astrofisiche: acceleratori cosmici di particelle,raggi cosmici supernovae, pulsars, buchi neri. X, γ, ν -Gamma Ray Burst (GRB): γ, X -Esistenza di antimateria nel cosmo? antiparticelle -Materia oscura: nuove particelle? In parte nel visibile

6 Neutrini Amanda Polo sud Neutrini Macro Gran Sasso

7 Influenza dell atmosfera sulla sperimentazione con telescopi Radio, Infrarossi, Ultravioletti, Raggi X, Raggi γ

8 Il laboratorio cosmico

9 Fisica delle Astroparticelle temi rilevanti di indagine I telescopi che rivelano ogni componente dello spettro di radiazione permettono di Indagare fenomeni fondamentali ancora non compresi come: -Radiazione Cosmica di Fondo (CMB): microonde -Sorgenti astrofisiche: acceleratori cosmici di particelle,raggi cosmici supernovae, pulsars, buchi neri. X, γ, ν -Gamma Ray Burst (GRB): γ, X -Esistenza di antimateria nel cosmo? antiparticelle -Materia oscura: nuove particelle? In parte nel visibile

10 La temperatura dell Universo oggi Corpo a temperatura T emette radiazione I = σ T 4 Esempi: -radiazione cosmica di fondo -temperatura stelle (sole) Vogliamo conoscere la attuale Temperatura di insieme dell Universo Nuove temperature accessibili in astronomia: stelle, buchi neri, galassie

11 Radiazioni da sorgenti a temperatura T Spettro di frequenze emesso T sorgente

12 Radiazione cosmica di fondo CMB Plasma di particelle (e, p, n) e radiazione γ Urti frequenti Alta energia: nessun legame Oggi: CMB da epoca lontana conserva Informazioni 2,7 K Espansione urti meno frequenti RICOMBINAZIONE formazione idrogeno ultime interazioni 3000 K Propagazione della radiazione nessuna collisione conserva informazione Spettro fotoni? T?

13 Radiazione cosmica di fondo CMB -In generale: piu lontano guardiamo (distanza) piu indietro andiamo (tempo) (velocita ) -ma quanto lontano? -dopo anni comincia la nostra era: era della ricombinazione 3000 K -prima: gas ionizzato (protoni ed eletroni separati): gas opaco, fotoni deviati da elettroni liberi -dopo: Protoni ed elettroni formano atomi neutri, quasi trasparenza,i fotoni si propagano a noi Spazio opaco elettroni liberi Spazio trasparente formazione di atomi Vediamo ora, raffreddata per l espansione dell Universo, la radiazione emessa dall ultimo scattering che non ha piu interagito con la materia

14 Misura della Radiazione cosmica di fondo (esperimento COBE) 3 strumenti a bordo: DIRBE: bolometro infrarosso DMR: bolometro microonde FIRAS: spettrofotometro lontano infrarosso Misurano radiazione diffusa fra: 1µm -1cm Raffreddato con criostato a 1,6 K 1 rot./min. Scansione del cielo/6 mesi orientato a 90 rispetto asse sole-terra Alter missioni: successore cobe WMAP Boomerang, IRAS Prossima: FIRST/PLANCK (2007) Telescopio raffreddato e bolometri

15 Radiazione cosmica di fondo CMB (spettro)(esperimento COBE) T = 2,73 K piccole anisotropie deviazioni 1\ da corpo nero Misure precise nello spazio Flusso di fotoni dal lontano universo (diffusa) Differente da luce delle stelle (locale e dovuto a reazioni nucleari)

16 Misura della Radiazione cosmica di fondo (esperimento COBE) -Mappa temperatura del cielo prodotta da COBE: foto del plasma particelle e radiazione (miliardi di anni fa) formazioni di atomi di idrogeno e fotoni non piu interagenti -Disomogeneita : fluttuazioni primordiali nella uniformita della materia -Instabilita gravitazionale: inizio formazione galassie, stelle -Fluttuazioni: spiegabili con le attuali teorie delle particelle? Nuove interazioni?

17 Misura della Radiazione cosmica di fondo (esperimento WMAP) T = 2,73 K Sensibilita 20µk

18 T = 2,73 K

19 Prossima missione per la misura della radiazione cosmica di fondo: PLANCK -Rivelatore radio a T = 20 K -Rivelatori a bolometri a T = 0,1 K -Telescopio da 1,5 metri diametro 1 rot/min. - T/T = 10-6 (misura e origine fluttuazioni radiazione cosmica di fondo) -Fisica delle particelle a E > GeV -materia oscura?

20 Lo spettro di osservazione dei processi astrofisici Il cielo appare diverso a seconda dello parte di spettro elettromagnetico osservato Esistono numerose fasi evolutive stellari non visibile nell ottico tipicamente fasi turbolente invisibili ai nostri occhi L Astronomia visibile osserva la parte piu tranquilla e stabile dell Universo Luce emessa dalle superfici delle sorgenti (galassie, stelle) fasi stabili Astronomia infrarossa studia il debole calore emesso dalle grandi distese di gas interstellare. Materia fredda che collassa a formare galassie e stelle. Basse energie: grandi regioni di polvere interstellare Produzione di raggi X, γ, ν coinvolgono enormi energie. Queste astronomie studiano regioni tormentate che sono e furono sedi di esplosioni. Alte energie = fenomeni locali intensi (vita di una stella)

21 Fisica delle Astroparticelle temi rilevanti di indagine I telescopi che rivelano ogni componente dello spettro di radiazione permettono di indagare fenomeni fondamentali ancora non compresi come: -Radiazione Cosmica di Fondo (CMB): microonde -Sorgenti astrofisiche: acceleratori cosmici di particelle,raggi cosmici supernovae, pulsars, buchi neri. X, γ, ν -Gamma Ray Burst (GRB): γ, X -Esistenza di antimateria nel cosmo? antiparticelle -Materia oscura: nuove particelle? In parte nel visibile

22 Grandi quantita di energia trasportata dalla radiazione elettromagnetica e corpuscolare (raggi cosmici) Motori Meccanismi di accelerazione Elettromagnetici? Nucleari?

23 Le fasi finali della evoluzione stellare diventano sorgenti di radiazione elettromagnetica e corpuscolare Stelle: nascono da contrazioni di nubi molecolari: gas e polveri. Le regioni piu dense collassano per gravita : regioni di emissione radio,microonde, infrarosso K. per gravita la densita aumenta, il gas diventa opaco e la temperatura sale. Inizio reazioni di fusione nucleare H, He. Per T= 10 6 K. Equilibrio fra forza gravitazionale e e pressione interna di riscaldamento.

24 Successive evoluzioni stellari 3 tipi di evoluzione legati alla massa della stella Stelle da 1-4 masse Sole: Fusione fino a Carbonio, Ossigeno, NANE BIANCHE stabilita data dalla pressione di elettroni 1,4 Masse Sole. Emissione X e materia +X Stelle da 4-10 masse Sole: Fusione fino a Ferro e Nichel e gusci di elementi leggeri, H, He. Se La massa > 1.4 masse Sole, forte contrazione, p + e - => n + ν e neutronizzazione, riduzione pressione elettronica, alta temperatura, rottura nuclei Fe, stella di neutroni, implode, T sale, esplosione. Emissione particelle, N, X, γ Stelle da 5-10 masse Sole. Nucleo con massa Residua > 3 masse Sole. Continua collasso. Altissima energia tale da formare materia-antimateria Annichilazione o assorbimento di una componente. Emissione particelle X, γ

25 Acceleratore cosmico 1 PULSAR ISOLATE stelle di neutroni in rotazione e,γ,x Magnete rotante non allineato: dipolo magnetico Campi elettrici indotti intensi: Elettroni che sfuggono a jets. H = 10 8 T. V = V. E e ~ MeV γ e + e - γ γ.. Rivelazione X: palloni, satelliti Rivelazione γ : satelliti, esp. a terra Parte espulsa dalla stella: esplosione di supernova Emissioni di particelle accelerate e, p, nuclei Carbonio, ossigeno, Ferro: nascita della vita!!!!!!

26 Brillamento delle Pulsar

27 Acceleratore cosmico 2 SISTEMI BINARI sorgenti di raggi e,γ,x,ν associati a trasferimento di materia dalla stella primaria attraverso i poli magnetici della stella di neutroni (alte temperature, X). Spiegano γ ~ ev processi elettromagnetici? X e compton inverso? oppure

28 Lampi di radiazione X,gamma, neutrini di alta energia Esperimeti nello spazio Esperimenti a terra Spiegano γ ~ ev

29 Acceleratore cosmico 3 BUCO NERO Processo simile alla formazione delle pulsars. Fine del processo di evoluzione stellare Generato da supernovae con nucleo con massa > 3 M sole oltre lo stadio di stella di neutroni Formazione di coppie particella Antiparticella un assorbita e una espulsa Il buco nero attira materia circostante formando un disco di accrescimento La caduta di materia ad alta temperatura genera emissione X

30 Modello simile per AGN (nucleo galattico attivo) Processi di accelerazione 1) Jets di radiazione e particelle + Buco nero di grande massa che acquista materia da stelle e gas che orbitano attorno γγ µ e ν ν

31 AGN ( J. H. Buckley)

32 Fisica delle Astroparticelle temi rilevanti di indagine I telescopi che rivelano ogni componente dello spettro di radiazione permettono di Indagare fenomeni fondamentali ancora non compresi come: -Radiazione Cosmica di Fondo (CMB): microonde -Sorgenti astrofisiche: acceleratori cosmici di particelle,raggi cosmici supernovae, pulsars, buchi neri. X, γ, ν -Gamma Ray Burst (GRB): γ, X -Esistenza di antimateria nel cosmo? antiparticelle -Materia oscura: nuove particelle? In parte nel visibile

33 Gamma Ray burst dal cosmo -Intensa radiazione gamma di durata variabile msec-100 sec mai nello stesso punto -presenza di afterglow nell ottico, X-ray, radio dopo ore-settimane. -la maggior parte dei GRB durano 2-10 sec e presentano afterglow. Fenomeni che originano i GRB -Collisione di due stelle di neutroni o buchi neri (GRB di breve durata < 2 sec.) -Fusione di un buco nero ed una stella di neutroni -Studi di afterglow nell X per capire l origine sulla base dell assorbimento o meno. -Nuovi fenomeni? GRB: energia > 100 volte Supernova e volte energia del Sole in un anno. Circa uno al giorno con energia stimata di erg In pochi sec = sole 3000 miliardi di anno o galassia in 100 anni

34 GRB Prima controparte ottica del GRB ripresa dall Hubble Space Telescope 28 Feb 3 Mar Immagini dell emissione in raggi X riprese da Beppo Sax Di tutti i Burst osservati quasi tutti hanno l afterglow nella banda X, il 50% anche nella banda ottica, nell infrarosso e radio

35 L afterglow GRB Emissione raggi X

36 Distribuzione di sorgenti rivelata da BATSE -isotropa -galassie lontane Gamma di alta Energia rivelati da EGRET

37 Come cerchiamo queste sorgenti cosmiche? p, N ν X,γ X,gX

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39 CGRO-BATSE ( ) (Compton Gamma Ray Observatory) CGRO/BATSE (25 KeV 10 MeV)

40 Raggi gamma misurati dagli effetti prodotti: -effetto fotoelettrico γ e -effetto Compton γ e+ γ -creazione di coppie γ e+ γ

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43 Gamma misurati in tutto l ambiente Cosmico: Terra e spazio Satelliti, ISS Gamma misurati in tutto l ambiente Cosmico: Terra e spazio Alta quota Terra

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46 ASTRONOMIA GAMMA IN ALTA QUOTA TIBET

47 Neutrini da acceleratori cosmici Lab. sottomarini Lab. sotterranei

48 MACRO Rivelatore di neutrini al Gran Sasso

49 Buoyancy Module 3 PMTs per storey 25 storeys per string ANTARES Detector Design 14.5m Dopo i Laboratori sotterranei Gran Sasso I laboratori sottomarini 450m EO cable to shore Anchoring Weight 60m Junction Box

50 South Pole Dark sector Skiway AMANDA Dome IceCube

51 Hose reel Drill tower Hot water generator IceTop tanks The drilling site in January, 2005 Hot-water drilling

52 2400 m 3800 m 3400 m

53 Fisica delle Astroparticelle temi rilevanti di indagine I telescopi che rivelano ogni componente dello spettro di radiazione permettono di Indagare fenomeni fondamentali ancora non compresi come: -Radiazione Cosmica di Fondo (CMB): microonde -Sorgenti astrofisiche: acceleratori cosmici di particelle,raggi cosmici supernovae, pulsars, buchi neri. X, γ, ν -Gamma Ray Burst (GRB): γ, X -Esistenza di antimateria nel cosmo? antiparticelle -Materia oscura: nuove particelle? In parte nel visibile

54 Ricerca di antimateria nello spazio La materia va a coppie: per ogni particella esiste una antiparticella: e/e-, p/p-, N/N- -particella e antiparticella hanno stessa massa ma carica elettrica opposta -usualmente si crea in reazioni nucleari -materia e antimateria incontrandosi si annichila: e+e- γγ pp- γγ N+N- γγ.. -i raggi cosmici sono costituiti prevalentemente da materia: p, e, N. Possibile spegazione Al Big Bang esisteva materia ed antimateria Successivamente una asimmetria ha fatto prevalere la materia Esiste ancora antimateria primordiale?: Ricerca diretta

55 a Payload for Antimatter Matter Exploration and light-nuclei Astrophysics

56 PAMELA Integrazione

57 Materia oscura Annichilazione di neutralino Glast Amanda/Ice Cube Pamela AMS Distorsione dello spettro di antiprotoni e positroni oltre la pura produzione secondaria

58 Programma Dopo i palloni, i satelliti, la stazione spaziale internazionale Laboratori sotterranei Laboratori sottomarini la tecnologia e matura per realizzare il laboratorio estremo sulla luna Una affascinante corsa alla scoperta dell Universo Giancarlo Barbarino barbarino@na.infn.it Dip. Scienze Fisiche Universita Federico II Napoli INFN Sezione di Napoli