Astrofisica Gamma
(brevi cenni su..)
STACEE
HESS
ARGO-YBJ
Sciami elettromagnetici atmosferici
gamma, e+/e- , µ+/µ-, hadrons
Lo sciame inizia a ~20 Km di altezza, con
un massimo a ~10 Km per energie
dell’ordine del GeV. L’asse dello sciame
“segue” la traiettoria originale del fotone
iniziale.
I fotoni Cerenkov vengono emessi in un
cono di circa 1 grado e arrivano a Terra
su una superficie dell’ordine di un
centinaio di mq.
I raggi cosmici danno origine a sciami
con fluttuazioni molto più importanti,
molto più larghi ( a causa del Pt kick
intrinseco) e con meno luce (a causa della
maggiore presenza di pioni e muoni non
relativistici). La luce Cerenkov contenuta
in un dato cono è molto minore rispetto a
quella di uno sciame elettromagnetico
della stessa energia.
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Sciami elettromagnetici atmosferici
Simulazione della
luce emessa da un
fotone di 100 GeV
Punto di impatto
dei fotoni Cerenkov
Tempo di arrivo dei fotoni:
Distribuzione smooth sferica
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Sciami elettromagnetici atmodferici
Simulazione della
luce emessa da un
fotone di 100 GeV
Fotoni per mq vs
distanza dal centro
Tempo di arrivo dei fotoni vs
distanza dal centro.
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Sciami adronici atmosferici
Simulazione della
luce emessa da un
protone di 500 GeV
Punto di impatto
dei fotoni Cerenkov
Tempo di arrivo dei fotoni:
Distribuzione smooth sferica
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Sciami adronici atmosferici
Simulazione della
luce emessa da un
protone di 500 GeV
Fotoni per mq vs
distanza dal centro
Tempo di arrivo dei fotoni vs
distanza dal centro.
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Separazione Gamma-Adrone
Telescopi a imaging (MAGIC e
HESS) hanno camere a pixel
che consentono tagli piuttosto
netti sulle immagini.
gamma
muon
Rivelatori a campionamento (STACEE e altri..) devono invece sfruttare
la struttura dei differenti fronti di luce for ottenere la separazione
gamma-adrone.
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Soglia in Energia
Il problema è quello si misurare
piccoli flussi di fotoni da sciami
elettromagnetici di bassa energia, in
presenza del fondo diffuso notturno.
Semplice formula…..
E




A
Soglia in energia
Fondo diffuso notturno
Angolo solido (campo di vista)
Risoluzione temporale
Efficienza di raccolta
Superficie di raccolta

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
E

Limitazioni intrinseche alla
risoluzione temporale
imposte dalla fisica dello
sciame……ci si concentra
su efficienza di rivelazione
e area del rivelatore.
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Solar Tower Atmospheric Cerenkov Effect Experiment
34.96° N
106.51° W
1700 m alt
212 specchi
Torre di 70 m
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Solar Tower Atmospheric Cerenkov Effect Experiment
NSTTF (National Solar Thermal
Test Facility), Albuquerque, NM,
U.S.A., mantenuto dal
Laboratorio Nazionale SANDIA.
Specchi originalmente disegnati
e realizzati per ricerca nel campo
della raccolta dell’energia solare!
La collaborazione dimostra la
fattibilità del loro utilizzo per
raccogliere luce Cerenkov
durante la notte. Costruito da una
collaborazione U.S/Canada tra il
1997 e 2001. Pienamente
operativo.
Principio di funzionamento: sciame elettromagnetico generato dal fotone nel suo
attraversamento dell’atmosfera terrestre. Alcune delle particelle generate possono viaggiare a
velocità superiori a quella delle luce e generare luce Cerenkov. I fotoni Cerenkov vengono
riflessi su degli specchi secondari posizionati nella Torre centrale (Solar Tower), e direzionati su
fotorivelatori (tubi fotomoltiplicatori) che trasformano la luce in un segnale elettrico.
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STACEE
Gli specchi di STACEE hanno una
superficie di circa 37 metri quadri. La
luce Cerenkov viene riflessa su specchi
di più piccole dimensioni. Gli specchi
principali costituiscono un telescopio
per raggi gamma di superficie molto
estesa (circa 2000 mq), che consente
lo studio dei fotoni nell’intervallo di
energia tra qualche decina di GeV e
500 GeV. Ad un costo che è solo una
frazione di quello di un esperimento su
Satellite!
Ogni singolo blocco è composto da una matrice 5 x
5 di specchi, ognuno di 0.37 mq. Gli specchi
possono essere orientati singolarmente e messi a
fuoco (con una “certa” precisione!) in modo da
generare una “foto” del sole di 2m in diametro in
cima alla Torre. Tutti i singoli blocchi sono
individualmente orientabili con una precisione di 3
arcmin.
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STACEE
Tre specchi da 2m ognuno con la sua
camera individuale da 16 canali
Due specchi da 1m ognuno con la
sua camera individuale da 8 canali
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STACEE
Tubi fotomoltiplicatori da 51 mm. “mapping” 1 a 1
dei singoli “blocchi”: 16+48 = 64 campioni
indipendenti di misure di luce Cerenkov.
Stadio finale dell’ottica di STACEE: concentra
la luce di un “blocco” in un unico tubo
fotomoltiplicatore (DTIRC = Dielectric Total
Internal Reflection Concentrator).
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STACEE
Un piccolo esperimento per gli standard di oggi!
Quasi le dimensioni di un esperimento da
laboratorio…..
Read-out usa real-time Linux computer in
crate VME (anche CAMAC): GHz FADC….
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STACEE
Caratteristiche di STACEE
• area rivelatori 2000 m2
• soglia di 30 GeV
• superficie coperta dai
rivelatori 20000 m2
•Tecnologia ottica ad alto
livello
•Fast Read-out: 40 ADC
1GHz per la ricostruzione
degli EAS
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HESS
Quattro telescopi,
107 m2 ognuno
Khomas Highlands, Namibia
1800 m asl
960 PMT cameras, field of
view 5o. PSF < 0.1°.
Operativo dal 2003
Osservazioni durante notti
serene e senza luna, ~1000 h
/ year
Soglia in energia:
~ 100 GeV, ~20%
risoluzione
Centinaia di oggetti osservati
ogni notte: ~300 imamagini
registrate al secondo
Sensibilità:
1% Crab in 25 h (5)
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HESS
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HESS
Struttura meccanica:

-

Specchio





Telaio di acciaio
Peso, 60 tons
Area 107 m2
Segmentato in 380
specchi individuali di 60
cm di diametro
Diametro 13 m
Lunghezza focale 15 m
Camera
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HESS - CAMERA



960 pixels (tubi
fotomoltiplicatori),
dimensioni 0.16°
5° field of view
Elettronica di lettura
integrata sulla camera
Sistema modulare. Un sistema di
Trigger centrale utilizza le
informazioni dei singoli telescopi per
formare coincidenze multiple
(minimo di due) che consentono la
ricostruzione stereoscopica degli
sciami.
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HESS - CAMERA
960 fotorivelatori ognuno dei quali vede un angolo di 0.16°, 29 mm
fototubi Photonis con finestre di borosilicato. Coni di Winston per
migliorare la raccolta di luce. Il sistema completo pesa circa 800 Kg
e dissipa circa 5KW!
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HESS - LIVETIME
Efficienza: 64%
Inefficienze dovute a :
Cattivo tempo
23%
Rivelatore
6%
Target change
7%
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ARGO - YBJ (Yangbajing)










Astrophysical Radiation with Ground-based Observatory at
YangBaJing
4300 asl, a Yangbajing, 90 km a nord di Lasha (Tibet)
~ 606 g/cm2 di spessore atmosferico
Rivelatore di sciami atmosferici a copertura totale, 7000 m2
Diversamente dagli apparati tradizionali, normalmente in grado
di campionare una piccola frazione dello sciame (~1-2%),
ARGO-YBJ consente di rivelarne un’elevata frazione, fino al
90%.
Possibilità di effettuare studi topologici
Efficiente anche per sciami di energia minore (minore
atmosfera)
Ottima risoluzione temporale, 1 ns, alta sensibilità verso
sorgenti di raggi gamma
Ampio campo di vista (FOV)
Alta percentuale di tempo effettivo di presa dati
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ARGO - YBJ (Yangbajing)





Dispositivo a copertura totale di dimensioni 78 x 74 m2,
realizzato con singolo strato di camere ad elettrodi piani
resistivi (RPC)
Anello di guardia, parzialmente equipaggiato con RPC,
incrementa l’area attiva fino a 111 x 99 m2.
Costituito da 154 unità logiche, chiamate Clusters, di cui 24
nell’anello di guardia. Totale di 1848 RPC.
12 RPC/cluster,
1 RPC 126 x 285 cm2
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ARGO - YBJ (Yangbajing)
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ARGO - YBJ (Yangbajing)
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ARGO - YBJ (Yangbajing)




154 CLUSTERs, 18480 PADs
Area totale del rivelatore: 6500 m2
Risoluzione angolare 0.5o
Misura del tempo e del numero di particelle
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ARGO - YBJ (Yangbajing)
Resistive Plate Chamber
Bassi costi, alta efficienza, buona
risoluzione spaziale e temporale
(<1ns), facilità di assemblaggio,
struttura meccanica semplice, alta
zona di copertura sensibile.
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