Astrofisica Gamma
Esperimenti nello spazio
Esperimenti a terra
Tecniche di astronomia gamma
April 22, 2007
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Tecniche di astronomia gamma
L’atmosfera terrestre al livello del mare è spessa circa
1000 g/cm2, corrispondenti a circa 27 X0 (11 lunghezze di
interazione): la probabilità che un fotone, con energia al di
sopra della soglia di produzione di coppie, raggiunga la
superficie terrestre è circa 10-11.
Anche in alta montagna, dove lo spessore dell’atmosfera è
sensibilmente più piccolo, la probabilità che un fotone
primario raggiunga la superficie terrestre (per poter essere
misurato) è trascurabile. I fotoni primari possono essere
studiati soltanto da rivelatori su satellite o su pallone.
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Tecniche di astronomia gamma
Il flusso dei raggi gamma dalle
sorgenti astrofisiche è basso e
diminuisce sensibilmente con
l’energia.
Es. Per “Vela”, la sorgente gamma più forte,
F(E>100MeV)=1.3x10-5 fotoni cm-2 s-1 e
l’indice spettrale è -1.89. Area riv.  1000
cm2
N(E>100MeV)  1 g/min
N(E>1GeV)  1 g in 2 ore
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Tecniche di astronomia gamma
Il flusso dei raggi cosmici, in
particolare dei protoni, è
molto maggiore che quello dei
gamma. Queste particelle
formano praticamente un
fondo isotropico.
Spettro misurato:
dN
 2.76
 9 10 6 ETeV
cm 2s -1sr -1TeV 1
dE
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Tecniche di astronomia gamma
Queste considerazioni, niente affatto esaustive,
suggeriscono che lo studio dei raggi gamma primari con
energia maggiore fino a 10-100 GeV può essere effettuato
con esperimenti su satellite (purchè vengano costruiti con
area efficace sufficiente). Per energie più elevate, non è
realistico (al momento) pensare ad esperimenti basati su
satellite per questioni di costi legati alle dimensioni. Le
alte energie vengono esplorate sfruttando la radiazione
secondaria emessa nell’interazione dei gamma primari con
l’atmosfera terrestre.
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Ma lo scopo…..??????





Identificazione di fotoni
Misura dell’energia
Misura della direzione
Misure del tempo
Mantenendo fondi bassi…..
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Definizioni - IRF

Instrument Response Function
– Risposta del rivelatore (in funzione delle quantità misurate E’ e W’) ad un flusso noto
F (funzione delle “vere” quantità E and W).
– Area efficaceAeff.
– Risposta in energia DE.
– Point Spread Function (PSF) – risoluzione angolare.
– Normalmente utilizzata per estrarre flussi “reali” da quelli misurati
– Un’ottima conoscenza delle IRF è cruciale per la determinazione della
normalizzazione assoluta dei flussi. Le IRF non dipendono solo dal rivelatore ma
anche dagli algoritmi di ricostruzione.
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Definizioni - Area Efficace

Area efficace
– Determina il flusso reale di un segnale, dopo la correzione di tutti gli effeti
legati al rivelatore (incluso reiezione del fondo):
– Può essere scritta come la convoluzione di area geometrica, probabilità di
conversione, efficienza del rivelatore e degli algoritmi di ricostruzione.
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Definizioni - Field of View

Field Of View (campo di vista)
– Definito come l’integrale dell’area efficace su tutto l’angolo solido normalizzato
rispetto all’area efficace di picco.
– Se la risposta angolare è uniforme, il FOV è 4p (tutto il cielo).
– Nel caso di un rivelatore “planare” (Aeff(q) = A0cosq), il FOV è p (1/4 del cielo).
– Il FOV dipende essenzialmente dal rapporto altezza/larghezza (aspect ratio) del
rivelatore.
TKR
High aspect ratio =
Small FOV
TKR
CAL
Low aspect ratio =
Large FOV
CAL
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Definizioni - Point Spread Function

Point Spread Function (PSF)
– Risoluzione angolare del rivelatore, inclusiva degli effetti di ricostruzione e
reiezione del fondo.
– Descrive la risposta del rivelatore ad una sorgente puntiforme
– Tipicamente NON Gaussiano, il parametro rilevante è PSF95%/PSF68% (per
comportamento gaussiano il contenimento 95% è 1.6 volte il contenimento
68%).
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Esperimenti su satellite
Schema tipico di un esperimento
per raggi gamma su satellite:
sfrutta la conversione dei fotoni in
coppie elettrone-positrone.
Enorme miglioramento negli
ultimi anni grazie all’utilizzo di
tecniche sperimentali sviluppate
nell’ambito degli esperimenti di
fisica agli acceleratori di
particelle.
Misura di energia, direzione e
tempo dei fotoni incidenti nel
rivelatore.
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g
Telescopio per conversioni
Schermo anti-coincidenza
convertitore
tracciatore
e+
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e–
calorimetro
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Esperimenti su satellite
I fotoni iniziano una cascata
elrttromagnetica che consente di
misurare la loro
direzione…..grazie ad un sistema
di tracciatura di precisione che
rivela il passaggio degli elettroni
e positroni prodotti e consente
un’accurata ricostruzione delle
loro traiettorie…..
g
Telescopio per conversioni
Schermo anti-coincidenza
convertitore
tracciatore
e+
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e–
calorimetro
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Esperimenti su satellite
….la loro energia, grazie ad un
calorimetro posto
immediatamente al di sotto del
tracciatore/convertitore. La
misura di energia è normalmente
sufficientemente precisa tranne
che ad alte energie, dove il non
contenimento di questi calorimetri
peggiora la risoluzione….
g
Telescopio per conversioni
Schermo anti-coincidenza
convertitore
tracciatore
e+
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e–
calorimetro
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Esperimenti su satellite
….il tempo di arrivo, essenziale
per esempio per gli studi di
Gamma-ray bursts.
g
Telescopio per conversioni
Schermo anti-coincidenza
Uno schermo di rivelatori
sensibili alle particelle cariche,
in configurazione più o meno
complessa, garantisce che
l’evento osservato è dovuto
alla conversione di un fotone e
non al passaggio di un raggio
cosmico.
convertitore
tracciatore
e+
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e–
calorimetro
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Esperimenti su satellite
Il disegno del rivelatore deve
opportunamente tener conto di:
g
Telescopio per conversioni
Schermo anti-coincidenza
• efficienza di veto (MIPS, zone
morte, poco materiale..)
• ottimizzazione risoluzione
angolare (ottima risoluzione
spaziale, poco scattering
multiplo…)
• ottimizzazione risoluzione
energia (buona calorimetria,
poco materiale passivo…)
• ottimizzazione risoluzione
temporale (rivelatori veloci)
• alta probabilità di conversione
per fotoni
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convertitore
tracciatore
e
+
e–
calorimetro
Queste richieste sono in
parziale conflitto tra di
loro…………!!!!!!!!
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Esperimenti a Terra - Dettagli 1
A seconda della sua energia, un singolo raggio cosmico può generare sciami
con grandi quantità di particelle.
Gli sciami più piccoli sono assorbiti nella parte alta dell’atmosfera e non
raggiungono la superficie terrestre. Ma, durante il loro tragitto, alcune delle
particelle dello sciame emettono radiazione Cerenkov. Sebbene i raggi
cosmici e gli sciami prodotti siano principalmente assorbiti dall’atmosfera è
possibile rivelare la radiazione Cerenkov emessa lungo il percorso: solo in
notti serene e senza luna (duty-cycle 10-15%).
La cascata e la generazione di luce Cerenkov in un cono in avanti hanno due
conseguenze sperimentali piuttosto immediate: la luce arriva a terra su fronti
di diverse decine (o centinaia …!) di metri e di conseguenza l’intensità di luce
per unità di area è piuttosto piccola.
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Esperimenti a Terra - Dettagli 2
I singoli segnali sono piccoli, di conseguenza la sensitivià del rivelatore deve essere spinta
al limite. La superficie attiva deve essere massimizzata e lgi elementi di lettura devono
essere in grado di rispondere a singoli fotoni con alta efficienza. Per migliorare la sendibilità
normalmente questi esperimenti sono installati in alta montagna, lontani da luci diffuse e
nuvole.
Ad alte energie gli sciami generati in atmosfera contengono hanno altissima molteplicità:
miliardi di particelle per i raggi cosmici di più alta energia. Non bisogna mai dimenticare
che quando si misurano EAS (Extensive Air Showers) non si misurano direttamente i raggi
cosmici primari, ma una moltitudine di particelle secondarie che sono state generate dal
viaggio del raggio cosmico nella nostra atmosfera.
EAS, con la loro alta molteplicità di particelle che arrivano sulla superficie terrestre,
possono essere rivelati con molti tipi di rivelatori diversi. I più comuni (!! Sorpresa?) sono
gli scintillatori, che consentono la misura del tempo di arrivo con buona accuratezza.
Esistono poi una moltitudine di rivelatori sensibili alla posizione, che servono a misurare il
passaggio di particelle di sciami estesi, e questi vanno da resistive plate chambers (RPC),
st tubi streamer, tubi Geiger, rivelatori Cerenkov ad acqua....
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Esperimenti a Terra - 1
L’atmosfera terrestre funziona
come un calorimetro e le
particelle primarie producono
sciami (EAS), che danno
informazioni sulla direzione e
energia della particella primaria.
Fondo da sciami adronici:
sostanzialmente diverso, ma
l’abbondanza dei CR pone un
serio problema ai fattori
reiezione.
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Esperimenti a Terra - 2
Sviluppo longitudinale
dipende in modo
logaritmico dall’energia.
Lo sciame arriva a Terra
con un fronte largo
diversi metri, decine di
nsec. La distribuzione
laterale è ben descritta
da:
N e (t )  r 
 N (r , t )  2   
r1
 r1 
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s 2
 r
 1  
 r1 
s  4.5
Es
r1 
X o  9.3 g/cm 2
EC
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Esperimenti a Terra - 4
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Esperimenti a Terra - 5
La sezione d’urto g-p è stata misurata fino ed energie Eg =20
TeV. Le estrapolazioni necessarie sono ritenute affidabili.
Sviluppo dello sciame con Ec=80 MeV.
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Esperimenti su satellite- Problematiche

Le problematiche degli esperimenti su satellite sono di vario
genere e tutti ovviamente legati agli aspetti “peculiari” degli
ambienti spaziali.
1.
2.
3.
4.
Problematiche pre-lancio
Problematiche in fase di ascesa
Problematiche in orbita
Problematiche di disegno e di realizzazione
Vedremo brevemente i punti 1, 2 e 3 più avanti. Per
Il momento ci concentriamo sul punto 4, per capire come i
vincoli dell’ambiente spaziale influenzano le scelte
sperimentali. Case study : GLAST (non esaustivo).
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Vincoli “spaziali” di GLAST - 1
Dimensioni geometriche: dimensioni trasversali < 1,8 m
Peso: < 3000Kg. Limitazione principalmente legata alla
calorimetria elettromagnetica. Esempio: CsI(Tl). Densità 4,5
g/cm3. Assumiamo che 2/3 del peso vengano “assegnati” alla
calorimetria EM. Dimensioni “trasversali”: 160x160 cm. Lo
spessore di calorimetro risultante è


3
V 2000 10
/4,5

s 
 17,36cm
A
160 160
X0=1.89 cm, quindi avremmo un calorimetro EM di 9 X0, che
comporta delle scelte ben precise in termini di risoluzione in E.

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Vincoli “spaziali” di GLAST - 2

Potenza < 650 Watts (!!! Sei lampadine!)
7M canali di rivelatori al silicio,
limita principalmente la potenza
dissipata per ogni singolo
canale (che deve essere
dell’ordine dei W) e la potenza
disponibile per il computing “on

board”.

Banda passante telemetria < 300 kbps in media per orbita:
definisce il livello di reiezione del fondo online e il volume dei
dati da trasferire. GPRS < BP < UMTS
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Vincoli “spaziali” di GLAST - 3

Centro di gravità basso, impone vincoli sull’altezza del rivelatore
che comunque è già vincolata dal fatto di voler mantenere un
basso “aspect ratio” (…per avere un buono FOV).

…..+ 1, 2 e 3……!!!!

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Sensitività
High galactic latitudes(Fb=2
10-5 g cm-2 s-1 sr -1 (100
MeV/E)1.1). Cerenkov
telescopes sensitivities
(Veritas, MAGIC, Whipple,
Hess, Celeste, Stacee,
Hegra) are for 50 hours of
observations. Large field
of view detectors
sensitivities (AGILE,
GLAST, Milagro, ARGO,
AMS) are for 1 year of
observation.
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
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Satellite vs esperimento a Terra

Satellite :
– radiazione primaria
– piccola area efficace ~1m2
» bassa sensitività
– apertura angolare grande
– grande duty-cicle
– alti costi
– energie medio/alte
– background basso
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
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Esperimento a terra
– radiazione secondaria
– grande area efficace ~104 m2
» alta sensitività
– apertura angolare piccola
– piccolo duty-cicle
– costi bassi (…..)
– alte energie
– background
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MAGIC
STACEE
Esperimenti a Terra
TIBET
TIBET
ARGO-YBJ
MILAGRO
STACEE
CACTUS
TACTIC
PACT
GRAPES
HESS
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Esperimenti su satellite
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