Razzi e volo spaziale: lezione tenuta alla scuola di raggi cosmici dallo spazio, L'Aquila 2017

Il video qui sotto è la registrazione della lezione tenuta nel giugno 2017 alla Scuola internazionale di raggi cosmici al GSSI, L'Aquila. Tratta del volo spaziale, umano e non, delle orbite e dei razz ed è una versione molto accorciata del corso di Space Instruments che tengo all'Università di Roma Tor Vergata

Lecture given at the International School of Cosmic Rays from space, GSSI laboratories, L'Aquila, 15-6-2017

L'esperimento spaziale PAMELA compie dieci anni

In questi giorni l’esperimento spaziale PAMELA (in cui lavoro)  ha compiuto dieci anni.
Il lancio (qui il video)  dello spettrometro magnetico è avvenuto  il 15 giugno 2006 dal cosmodromo di Bajkonur (Kazakistan), la stessa rampa usata per il satellite  Sputnik e per il volo di Yuri Gagarin.
Lo strumento, del peso complessivo di 470 kg ed alto circa 1.3 m, è alloggiato in un contenitore pressurizzato nel satellite russo Resurs DK1 ed è composto di una serie di  rivelatori rivolti allo studio dei raggi cosmici, ossia elettroni, protoni e nuclei presenti nella nostra galassia.

Alcuni raggi cosmici osservati con PAMELA. Sinistra:Elettrone (0.171 MeV). La particella entra dall’alto della figura colpendo due barre dello scintillatore posto in cima (S1) e sopra il magnete (S2). La sua traiettoria - curvata dalla presenza del campo magnetico - è rivelata dalle microstrip al silicio del tracker. La particella interagisce successivamente con lo scintillatore di fondo (S3) prima di essere assorbita dal calorimetro tracciante al silicio tungsteno. Centro: Positrone di 0.169 MeV. Le interazioni con l’apparato sono le stesse quelle dell’evento precedente ma la curvatura è nel verso opposto. Destra: un protone di 36 GeV. La sua alta energia fa sì che la curvatura nel magnete sia molto ridotta. È visibile lo sciame adronico prodotto dall’interazione con il calorimetro, la carica rilasciata nello scintillatore di coda (S4) ed i neutroni prodotti nello sciame e rivelati nel rivelatore di neutroni.

Nel corso dei suoi primi dieci anni di vita PAMELA ha fornito dati di estrema precisione che hanno mutato la nostre conoscenze sulla fisica dei raggi cosmici, galattici, solari e intrappolati intorno alla terra (qui i risultati principali su Nature, Science, Physical review letters).

Tra le varie scoperte citiamo quella di una fascia di antiprotoni intrappolata intorno alla terra. Gli antiprotoni, identici ai protoni ma con carica opposta, sono prodotti negli urti dei raggi cosmici primari con l’atmosfera terrestre e rimangono poi intrappolati nel campo geomagnetico. Purtroppo le quantità di antimateria sono troppo piccole per sfruttarle come forma di energia e meno che mai per realizzare una bomba (senza contare che i metodi di confinamento per una bomba di antimateria sono ben oltre le nostre possibilità tecniche ed energetiche).

Tra gli altri risultati vi è la misura della componente di antimateria, antiprotoni e positroni, presente nei raggi cosmici. L'importanza di questa misura risiede nella possibilità di rivelare la presenza indiretta di materia oscura. 

Produzione di antiprotoni nel mezzo interstellare o in prossimità della terr . I protoni relativistici, accelerati nell'esplosione di supernovae, urtano con quelli in quiete della polvere galattica o con gli strati superiori della nostra atmosfera. Dalla collisione viene prodotto un antiprotone ed un protone (per conservazione della carica e del numero barionico).

Le misure di PAMELA, pubblicate su Nature nel 2009  (Nature 458, 607-609 (2009), una copia è disponibile qui), hanno raggiunto per la prima volta  l'energia di 100 GeV. Il quadro che emerge è sconcertante e stimolante allo stesso tempo: il numero di antiprotoni appare coerente con quanto aspettato da una produzione normale, mentre quello di positroni mostra un aumento significativo al di sopra di 10 GeV. Sono state avanzate varie ipotesi sulla natura di questo aumento inaspettato (confermato negli da altri esperimenti come FERMI  e AMS che ha leggermente esteso l’intervallo energetico) di positroni di alta energia. La più interessante è che siano prodotti dalla annichilazione di materia oscura, anche se sorgenti astrofisiche come le pulsar potrebbero contribuire in parte al flusso di positroni osservato.

Possibile produzione di particelle secondarie a seguito dell'annichilazione delle particelle di materia oscura.

La radiazione cosmica in aereo

Il flusso di raggi cosmici, convertito in microSv/h 

In aereo la radiazione ambientale è circa 10 volte maggiore che a terra per via del flusso di raggi cosmici che proviene dallo spazio (infatti a bordo della Stazione Spaziale Internazionale la radiazione è circa 1000 volte maggiore). I raggi cosmici vengono per lo più deflessi dal campo geomagnetico (per questo costituiscono un problema per future  missioni lunari o marziane) ed assorbiti dall'atmosfera. Tuttavia a 11 km di altezza lo sciame di particelle secondarie prodotte dall'urto di r.c. primari con le molecole d'aria rarefattta è ancora molto elevato. 

Avevamo già misurato la radiazione in aereo. Con un contatore Geiger in grado di registrare i conteggi, è possibile misurare continuamente questo flusso (chiedendo il permesso) dal momento del decollo dell'aereo all'atterraggio. Decollo ed atterraggio sono rapidi e mostrano una variazione di conteggi altrettanto rapida. I conteggi aumentano poi lentamente spostandosi verso nord, dove la deflessione operata dal campo magnetico terrestre è minore. 

Le oscillazioni nel numero di conteggi è dovuto alla statistica: 2 microSv/ora corrispondono a circa 1000 conteggi al minuto. L'errore associato è la radice del numero di conteggi.

La rotta del volo Alitalia Fiumicino Narita

 In questi giorni si è verificata una eruzione solare che potrebbe aumentare il flusso di raggi cosmici e soprattutto produrre il fenomeno dlel'aurora (ma è visibile solo dall'emisfero australe dato che ci troviamo in estate).

9 anni di PAMELA nello spazio

Il 15 Giugno 2006 il satellite Resurs-DK1 venne lanciato dal cosmodromo spaziale di Baikonur, utilizzando un razzo Soyuz simile a quello utilizzato per mandare gli astronauti sulla stazione spaziale internazionale. A bordo, anche l'apparato PAMELA, uno strumento realizzato da una collaborazione internazionale di ricercatori russi, italiani (tra cui il sottoscritto), svedesi e tedeschi.
Nel corso di questi 9 anni, PAMELA ha misurato con precisione la componente di particelle ed antiparticelle nei raggi cosmici, scoprendo  - tra l'altro - una fascia di antiprotoni intorno al nostro pianeta (PRL2011), un incremento di positroni galattici (Nature 2010), e un aumento anomalo del flusso di elio rispetto a quello di protoni (Science 2011). In questi nove anni è stato possibile anche studiare varie eruzioni solari e la struttura magnetica del sistema solare.
Tanti auguri Pamela e - di nuovo - grazie di tutto!

Sinistra: Il satellite russo  Resurs-DK1. E’ possibile vedere i pannelli solari in basso ed il lungo cilindro contenente gli apparati ottici per le osservazioni terrestri. PAMELA è posta nel contenitore pressurizzato nella sinistra della figura. La Terra è idealmente posta nell’alto della figura. Centro: Foto del Resurs-DK1 nelle fasi finali di integrazione a Baikonur (2006). Il contenitore pressurizzato è visibile nella sinistra della Figura. Destra: L’apparato PAMELA nelle fasi finali di integrazione nelle camere pulite di Roma Tor Vergata (2005). 

Misure delle abbondanze  delle varie particelle presenti nei raggi cosmici effettuate da PAMELA.

Buon Compleanno Pamela! Otto anni nello spazio, tra raggi cosmici, antimateria, ed eruzioni solari

Oggi   PAMELA compie otto anni.

Il lancio dello spettrometro magnetico è avvenuto  il 15 giugno 2006 dal cosmodromo di Bajkonur (Kazakistan), la  stessa rampa usata per il satellite  Sputnik e per il volo   di Yuri Gagarin.

PAMELA sulla rampa di lancio,  cosmodromo spaziale di Baikonur, Kazakistan 

Lo strumento, del peso complessivo di 470 kg ed alto circa 1.3 m,   è   alloggiato nel satellite russo Resurs DK1 ed è composto di una serie di  rivelatori rivolti alla determinazione del   tipo  ed energia  dei raggi cosmici, (elettroni, protoni, nuclei), con particolare riguardo alla  componente di antimateria,  ad energie e  con  precisioni   sino ad ora mai raggiunte con misure dirette.

Nel corso dei primi otto anni di vita PAMELA ha fornito dati rivoluzionari per la fisica dei raggi cosmici, la componente di antimateria nello spazio (persino intorno alla terra) e la ricerca indiretta di materia oscura. I risultati sono stati pubblicati su Nature, Science, Physical review letters....

L'unico rammarico è che a otto anni dal lancio tutti i dottorandi, post-doc e ricercatori a tempo determinato che hanno lavorato sulla costruzione e l'analisi dati dello strumento sono rimasti precari,  anche perché curiosamente ignorati nei rari concorsi di università ed enti di ricerca intercorsi da allora. 

Buon compleanno PAMELA, e grazie di tutto!

Sinistra: Il satellite russo  Resurs-DK1. E’ possibile vedere i pannelli solari in basso ed il lungo cilindro contenente gli apparati ottici per le osservazioni terrestri. PAMELA è posta nel contenitore pressurizzato nella sinistra della figura. La Terra è idealmente posta nell’alto della figura. Centro: Foto del Resurs-DK1 nelle fasi finali di integrazione a Baikonur (2006). Il contenitore pressurizzato è visibile nella sinistra della Figura. Destra: L’apparato PAMELA nelle fasi finali di integrazione nelle camere pulite di Roma Tor Vergata (2005). E’ possibile distinguere le tre strutture di scintillatori del tempo di volo (S1, S2, S3), utilizzati per la determinazione della velocità e carica delle particelle. Le anticoincidenze (AC) poste intorno all’apparato consentono di eliminare eventi non validi provenienti dai lati;  lo spettrometro magnetico (TRK) è collocato tra i due scintillatori S2 ed S3, mentre il calorimetro silicio tungsteno (CALO), lo scintillatore di coda (S4) ed il rivelatore di neutroni (ND) vengono utilizzati per determinare la natura (leptone o adrone) dell’evento, e la  sua energia (nel caso di elettroni/positroni).

Un rivelatore di particelle elementari nascosto nella vostra macchina fotografica

La foto della galassia, con il raggio
cosmico indicato dalla freccia

Lo sviluppo delle macchine fotografiche digitali ci consente di avere a nostra disposizione uno strumento astronomico potentissimo, anche senza utilizzare un telescopio. In alcuni post precedenti è stato accennato a come osservare pianeti e  lune, studiare  la luce delle stelle ed  effettuare anche  una semplice analisi spettrale.

Il rivelatore al silicio della macchina fotografica può essere utilizzato anche come rivelatore di particelle elementari. I raggi cosmici che colpiscono la terra sono per lo più assorbiti dall'atmosfera terrestre, per cui al livello del suolo abbiamo per lo più muoni, fratelli maggiori degli elettroni in quanto più massivi. 

Nel corso di una sequenza di foto ho avuto la fortuna di trovare una traccia di un raggio cosmico che ha colpito direttamente la CCD della macchina fotografica. Non si tratta di luce, in quanto le stelle - idealmente puntiformi - appaiono nella foto come piccoli dischi di qualche pixel di estensione. 

E' possibile cercare di risalira a che particella fosse da questi indizi:

Uno zoom del raggio cosmico, la cui interazione
con il sensore della macchina fotografica
ha dato la traccia bianco/porpora verticale.
I cerchietti luminosi sono le stelle, non
perfettamente a fuoco. 

1) Il sensore della Canon Kiss X3 è 22.3 * 14.9 mm, con ciascun pixel delle dimensioni di 4.7 micron. La traccia è lunga circa 90 pixel, quindi circa 450 micron nel silicio.

2)  L'elevato rilascio di energia ha prodotto una traccia molto "luminosa", bianco / violetta, probabilmente originata in basso a sinistra e diretta verso l'alto a destra. 

3) La traccia non è perfettamente dritta probabilmente per lo scattering multiplo del raggio cosmico nel silicio, che si comporta come la pallina nel flipper microscopico del sensore della macchina fotografica.

 Anche se i muoni sono le particelle maggiormente presenti nei raggi cosmici, la loro interazione è quasi trascurabile e per lo più eliminata dal coating  di protezione del sensore (che scherma anche dalle particelle radioattive). Le CCD astronomiche sono più sensibili ai raggi cosmici perché volutamente sprovviste di questa protezione. Un protone di bassa energia si sarebbe fermato prima e soprattutto sarebbe "rimbalzato" di meno nel silicio del sensore. 

L'indiziato principale dovrebbe essere un elettrone od un positrone (elettrone positivo), prodotto nelle  interazioni nell'atmosfera.

Il numero di eventi è comunque molto basso, uno per nottata o meno, ma ciò non dovrebbe far scoraggiare. L'esperimento è molto semplice e può essere ripetuto dentro casa, avendo cura di lasciare la macchina fotografica in condizioni di buio perfetto.

Sommando qualche decina di foto si evidenzia
la traccia delle stelle nel cielo notturno.
La galassia appare come una nuvola indistinta.

Previsione dei terremoti, un falso problema.

Attualmente è impossibile riuscire a prevedere  quando e  dove avrà luogo un terremoto ed  evacuare così in anticipo le zone che stanno per essere colpite.  È tuttavia possibile stimare  –  sulla base della frequenza degli  eventi passati  –  la probabilità che un sisma colpisca una regione e ridurre  i danni realizzando per tempo strutture  antisismiche.Per poter essere realmente utilizzabile, qualunque metodo di previsione basato su uno o più precursori dei terremoti    deve fornire  con un certo intervallo di confidenza tempo, luogo ed intensità del sisma che si verificherà.  Se si afferma   di essere in grado di determinare in anticipo un terremoto bisogna essere in grado  di fornire  i  dati citati  sopra prima che il sisma di verifichi. Altrimenti le affermazioni generiche a posteriori hanno la stessa validità di quelle astrologiche, con la colpa ulteriore di distogliere l’attenzione dal reale problema: la realizzazione di case ed edifici seguendo norme e criteri di costruzione antisismici.

 Il terremoto di Haicheng, verificatosi nel 1975  nel nord-est della Cina (M 7.3) è uno dei pochi casi...

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Con questo post inizia la mia collaborazione con gli amici di scientificast, podcast e blog italiano di scienza, consigliato a tutti!

Sei anni di PAMELA nello spazio

Oggi PAMELA festeggia sei anni di vita:  il 15 giugno 2006 è infatti stata lanciata dal cosmodromo di Baikonur (Kazakistan), dalla  stessa rampa usata per il satellite  Sputnik e per il volo   di Yuri Gagarin.

PAMELA è uno spettrometro magnetico rivolto allo studio di raggi cosmici ed alla ricerca di antimateria nello spazio. 

PAMELA sulla rampa di lancio,  14/6/2012

Lo strumento, del peso complessivo di 470 kg ed alto circa 1.3 m,   è   composto da una serie di  rivelatori rivolti allo studio di elettroni, positroni, protoni nei raggi cosmici in un ampio intervallo energetico, misurando  la componente di antimateria  ad un'energia e  con una precisione   sino ad ora mai raggiunte.   In sei anni le misure di PAMELA hanno rivoluzionato le conoscenze sui raggi cosmici nella nostra galassia, scoprendo una nuova componente di positroni, di protoni ed elio ed una fascia di antimateria intorno al nostro pianeta. 

La Soyuz pochi secondi prima del lancio (giugno 2006)

Lancio (foto F. Cafagna)

Alcuni   raggi cosmici osservati con PAMELA. Sinistra:  Elettrone di 0.171 GV. La particella entra dall’alto della figura colpendo due barre dello scintillatore posto in cima (S1) e sopra il magnete (S2). La sua traiettoria -  curvata dalla presenza del campo magnetico -  è rivelata delle microstrip al silicio del tracker. La particella interagisce successivamente con lo scintillatore di fondo (S3) prima di essere assorbita dal calorimetro tracciante al silicio tungsteno. Centro:  Positrone di 0.169 GV. Le interazioni con l’apparato sono simili a quelle dell’evento precedente ma la curvatura è nel verso opposto. Destra: un protone di 36 GV. La sua alta energia fa sì che la curvatura nel magnete sia molto ridotta. E’ visibile lo sciame adronico prodotto dall’interazione con il calorimetro, la carica rilasciata nello scintillatore di coda (S4) ed i neutroni prodotti nello sciame e rivelati nel rivelatore di neutroni.




Qui abbiamo festeggiato i 2000 giorni e qui i cinque anni. Con la nuova candelina rinnoviamo tanti auguri di lunga vita: i prossimi anni saranno fondamentali per lo studio dell'attuale ciclo solare....

Dai campi di internamento per giapponesi all'astrofisica extragalattica: la strana storia della città di Delta. 3) Telescope Array ed il mistero dei raggi cosmici di ultra-alta-energia

In due post precedenti abbiamo accennato che - dal 1942 - tutti i  giapponesi residenti negli Stati Uniti furono sfollati in campi di internamento. Uno di questi era Topaz, sito nello Utah, vicino alla città di Delta. Con la fine della guerra i prigionieri tornarono alle loro vite anche se la maggior parte aveva perso tutti i loro averi.  Più di sessanta anni dopo, i deserti dello Utah videro tornare i giapponesi: questa volta non come prigionieri ma a capo di Telescope Array, uno degli esperimenti di punta di fisica dei raggi cosmici. 

Pianta di Telescope Array: i rivelatori di terra coprono
un'area di circa 750 km^2. I 3 rivelatori di fluorescenza sono
indicati dai pallini rossi. La posizione del campo
di internamento Topaz è mostrata in scala.

Telescope Array è una enorme installazione di rivelatori di raggi cosmici di ultra-alta energia. Ciascuna di queste particelle elementari ha la stessa energia di una palla da baseball: entrando nell’atmosfera si disintegra in miliardi di frammenti di energie più basse.  Una parte minima di queste particelle, per lo più muoni, i fratelli più pesanti degli elettroni, riesce a raggiungere il suolo e viene rivelata dai contatori a scintillazione disposti con regolarità nell'arida pianura (sono i puntini neri nella mappa accanto). Un'altra componente delle particelle secondarie è emessa sotto forma di luce di fluorescenza: una fioca luce ultravioletta che è osservata da migliaia di sensori che registrano il tempo di arrivo e di transito nell'atmosfera.  

Schema di rivelazione del rivelatore di fluorescenza
per  raggi cosmici di Ultra-alta energia
(UHECR, Ultra-High-Energy-Cosmic-Ray).
La particella si disintegra nell'atmosfera emettendo luce
di fosforescenza nell'ultravioletto. Questa luce viene rivelata
dagli "occhi" esagonali di Telescope Array.
(disegno da qui) 

I due rivelatori sono complementari: quelli di muoni funzionano sempre ma sono meno precisi, mentre quelli dell'ultravioletto sono più sensibili ma hanno bisogno della più assoluta oscurità  e dunque sono operativi solo nelle notti senza Luna. Insieme è possibile tenere sotto controllo la sistematica dell'esperimento e misurare la quantità di raggi cosmici presenti tra 10¹⁹ e 10²⁰ eV. L'origine di queste particelle è al momento sconosciuta: si ritiene che queste particelle siano formate in buchi neri presenti al centro di nuclei galattici attivi, ossia di galassie distanti tra noi fino a 300 milioni di anni luce. Questa ipotesi è però ancora aperta: le teorie più esotiche suppongono che potrebbero anche essere frammenti di difetti topologici creatisi nei primi istanti del Big Bang.  Al momento non si conoscono oggetti nell'universo con energie più alte: sulla terra, con LHC (dove si stanno trovando le prime tracce del bosone di Higgs) possiamo solo effettuare collisioni ad energie mille volte inferiori.

Foto del rivelatore di fluorescenza sito a Black Rock Mesa
gli specchi esagonali concentrano la luce nell'obiettivo, composto
da una serie di scintillatori che rivelano la luce ultravioletta
trasformandola in segnali elettrici. 

Il numero di raggi cosmici di Ultra-alta energia   è estremamente limitato: su ciascun chilometro quadro ne giunge meno di uno all'anno e dunque non pongono rischi per la salute degli astronauti o dei voli in aereo come quelli di più bassa energia. Tuttavia per avere una statistica sufficiente a comprenderne proprietà e origine sono necessari rivelatori enormi come Telescope Array, che coprono un'ampia zona del deserto. Più grande di Telescope Array (TA) c'è Auger, sito in Argentina, dunque nell'emisfero Sud. E' forse questo diverso campo di vista del sistema extragalattico  a fare sì che le osservazioni di Auger e TA siano discrepanti in termini di possibile composizione e distribuzione: al momento la questione è ancora aperta e si può ancora attribuire l'effetto ad un effetto strumentale, dovuto alla risoluzione degli apparati. In parallelo si sta anche progettando un telescopio con area ancora più grande: JEM-EUSO. In questo caso ci si propone di osservare i raggi cosmici dallo spazio costruendo un telescopio che osserva l'atmosfera dalla Stazione Spaziale Internazionale, coprendo così un'area molto più grande e raccogliendo molti più eventi.

3 - fine (ma torneremo presto sull'argomento)
Qui la prima parte
Qui la seconda parte

La radiazione cosmica in aereo

Gli aerei moderni volano ad una quota tra 10 e 11 chilometri per ridurre le turbolenze e risparmiare carburante. Purtroppo questa è anche l’altezza in cui la radiazione raggiunge il suo massimo: infatti i raggi cosmici che giungono sulla terra si disintegrano nell’urto con gli atomi dell’atmosfera, producendo uno sciame di particelle: da un singolo nucleo possono avere origine milioni di particelle secondarie. Queste vengono poi in gran parte riassorbite dalla nostra atmosfera che ci protegge come farebbe un muro di mattoni spesso dieci metri.

Misura di radiazione in aereo:
 rosso - Narita Fiumicino blu - Fiumicino Narita
si noti l'incremento della radiazione con la quota e andando verso
il polo nord. La rotta rossa passa più vicino a nord ed incontra quindi
un flusso di radiazioni maggiore

In figura sono mostrate le misure con il contatore Geiger sulla rotta Tokyo-Roma (rosso) e Roma-Tokyo (blu). E' possibile vedere come la dose aumenta velocemente  man mano che l'aereo sale, raggiungendo un massimo quando arriva in quota a 33000 piedi (10058 m). Il flusso decresce quando l'aereo scende di quota tornando ai livelli del suolo dopo l'atterraggio. Il flusso aumenta anche lentamente in funzione del tempo, raggiungendo un massimo in prossimità del polo nord. Questo effetto è dovuto alla deflessione dei raggi cosmici galattici da parte del campo magnetico terrestre. L'effetto è maggiore all'equatore (meno particelle) e minore ai poli, dove le linee di campo magnetico fungono da  imbuto che convoglia le particelle cariche ed è anche causa di aurore nei periodi di tempeste solari. Questo bel post di Luca spigea in dettaglio il meccanismo del cutoff geomagnetico.  

Schema del campo magnetico terrestre
(da qui)

Le misure nella rotta Tokyo-Roma (in rosso) si interrompono improvvisamente (si erano scaricate le batterie), ma è possibile vedere come i dati - pur oscillando a causa dell'errore statistico della misura - raggiungono valori più alti di quelli del viaggio Roma-Tokyo. In questo secondo caso la rotta è stata infatti più a sud (ma non per motivi di tempeste solari, stando a quanto mi hanno detto i  gentili piloti e assistenti Alitalia) e dunque ad un cutoff più alto, risultando in una dose di radiazione più bassa.

Come è possibile vedere dal grafico, in aereo è presente da 10 a 20 volte la quantità di radiazione che si misura a terra:  siamo comunque a qualche decina di microSv per tratta Roma-Tokyo. I piloti ed assistenti di volo sono comunque monitorari periodicamente per evitare che la loro dose - seppur bassa - di qualche mSv/anno non si sommi in maniera pericolosa ad altre indagini diagnostiche come le TAC che rilasciano da 3-4 mSv per esame.  

Antimateria e la materia oscura nello spazio con PAMELA (2)

Adattato ed aggiornato da M.C., P. Picozza, Pamela: la ricerca di antimateria nello spazio, Le Stelle, n.73 maggio 2009. 

Seconda parte

Obiettivi scientifici e risultati

Gli obiettivi scientifici di PAMELA sono riassunti nella  figura sottostante e vanno dalla ricerca di antimateria nello spazio allo studio dei raggi cosmici galattici, solari ed intrappolati. Il grafico, realizzato per la prima volta da Hillas, rappresenta le varie sorgenti astrofisiche a seconda delle loro dimensioni e dell'intensità del loro campo magnetico. Ogni oggetto astrofisico è in grado di accelerare particelle sino ad una energia massima definita da questi due parametri. Anche se le energie in gioco sono enormemente diverse, i processi di magnetoidrodinamica - la disciplina che studia l'interazione tra particelle e campi magnetici - su una scala più facilmente accessibile, come ad esempio le fasce di radiazione terrestri, aiutano a comprendere fenomeni che avvengono in strutture più complesse e lontane (come le pulsar). Punto di forza dell'esperimento è dunque lo studio dei raggi cosmici nei suoi diversi aspetti, spaziando dalla fisica delle interazioni fondamentali ai meccanismi di produzione, accelerazione e propagazione delle particelle nella galassia, nel nostro sistema solare ed intorno al nostro pianeta.

Gli obiettivi scientifici di PAMELA e le sorgenti astrofisiche studiate.

Antimateria, antiprotoni e positroni.

Come già accennato, obiettivo principale dell’esperimento è la misura accurata dello spettro di antiparticelle nei raggi cosmici. Antiprotoni e positroni hanno la stessa massa e lo stesso valore assoluto della carica elettrica delle loro controparti, protoni ed elettroni, che sono i costituenti di base degli atomi del nostro mondo. Le loro cariche elettriche hanno però segno contrario e dunque possono essere identificati dalla opposta curvatura nel campo magnetico di PAMELA. La rarità di queste antiparticelle – un antiprotone ogni 100.000 protoni ed un positrone ogni 10 elettroni – è un’altra prova della asimmetria tra materia ed antimateria. Queste componenti sono normalmente prodotte in urti tra protoni galattici ed il gas interstellare e  non sono contaminate dalle sorgenti stellari e costituiscono un ottimo strumento per la ricerca indiretta della materia oscura. Infatti, un eventuale eccesso del numero di antiparticelle rivelate può essere indice di materia oscura che si è annichilata dando un ulteriore contributo alla loro produzione. A seconda dei vari modelli sulla natura e massa delle elusive particelle che compongono questo tipo di materia, è possibile prevedere distorsioni e incrementi degli spettri di antiprotoni e positroni.

Produzione di antiprotoni nel mezzo interstellare. I protoni relativistici,  accelerati nell'esplosione di supernovae, urtano con quelli in quiete della polvere galattica. Dalla collisione viene prodotto un antiprotone ed un protone (per conservazione della carica e del numero barionico). 

Anche la materia oscura può produrre antiparticelle. Secondo molte teorie questa particella può annichilarsi se viene a contatto con un'altra particella uguale (è la sua stessa antiparticella), producendo raggi gamma, positroni-elettroni o protoni-antiprotoni. Solo i positroni e gli antiprotoni (ed eventualmente i gamma) sono prodotti in quantità sufficienti per poter rivelare essere rivelati.  

Produzione di particelle secondarie a seguito dell'annichilazione delle particelle di materia oscura. 

Le misure di PAMELA hanno raggiunto per la prima volta  l'energia di 100-200 GeV, energia mai raggiunta precedentemente. Il quadro che emerge è sconcertante e stimolante allo stesso tempo: il numero di antiprotoni appare coerente con quanto aspettato da una produzione normale, mentre quello di positroni mostra un aumento significativo al di sopra di 10 GeV. Sono state avanzate varie ipotesi (varie centinaia in circa 500 articoli!) sulla natura di questo aumento inaspettato di positroni di alta energia la più interessante è appunto quella che siano prodotti dalla annichilazione di materia oscura, anche se sorgenti astrofisiche come pulsar potrebbero contribuire in parte al flusso di positroni osservato.

Misura del rapporto positrone/(positroni + elettroni) (alto) e antiprotone/protone (basso) misurato da PAMELA. La misura del rapporto consente di ottenere una misura più precisa, riducendo gli effetti strumentali. Si noti la rarità delle antiparticelle rispetto alle particelle. La componente di antiprotoni risulta coerente con le varie ipotesi sulla interazione di raggi cosmici nel mezzo interstellare (curve continue e tratteggiate) , mentre quella di positroni mostra un eccesso inaspettato sopra 10 GeV. La curva in nero mostra il contributo atteso in assenza di contributi anomali, mentre la curva in verde ipotizza il contributo di una particella di materia oscura, che – annichilandosi – produce un eccesso di positroni. La curva blu mostra una stima del possibile contributo dovuto a Pulsar.  

2. continua
Parte 1

5 anni di Pamela in orbita

Oggi  ricorrono i primi cinque anni di PAMELA in orbita.

Il lancio è avvenuto  il 15 giugno 2006 dal cosmodromo di Bajkonur (Kazakistan), dalla  stessa rampa usata per il satellite  Sputnik e per il volo   di Yuri Gagarin.

PAMELA sulla rampa di lancio, la stessa da cui furono lanciati lo Sputnik e Yuri Gagarin, cosmodromo spaziale di Baikonur, Kazakistan (foto M.C.).

Lo strumento, del peso complessivo di 470 kg ed alto circa 1.3 m,   è   alloggiato nel satellite russo Resurs DK1 ed è composto di una serie di  rivelatori rivolti alla determinazione del   tipo  ed energia  dei raggi cosmici, (elettroni, protoni, nuclei), con particolare riguardo alla  componente di antimateria,  ad energie e  con  precisioni   sino ad ora mai raggiunte con misure dirette.

Sinistra: Il satellite russo  Resurs-DK1. E’ possibile vedere i pannelli solari in basso ed il lungo cilindro contenente gli apparati ottici per le osservazioni terrestri. PAMELA è posta nel contenitore pressurizzato nella sinistra della figura. La Terra è idealmente posta nell’alto della figura. Centro: Foto del Resurs-DK1 nelle fasi finali di integrazione a Baikonur (2006). Il contenitore pressurizzato è visibile nella sinistra della Figura. Destra: L’apparato PAMELA nelle fasi finali di integrazione nelle camere pulite di Roma Tor Vergata (2005). E’ possibile distinguere le tre strutture di scintillatori del tempo di volo (S1, S2, S3), utilizzati per la determinazione della velocità e carica delle particelle. Le anticoincidenze (AC) poste intorno all’apparato consentono di eliminare eventi non validi provenienti dai lati;  lo spettrometro magnetico (TRK) è collocato tra i due scintillatori S2 ed S3, mentre il calorimetro silicio tungsteno (CALO), lo scintillatore di coda (S4) ed il rivelatore di neutroni (ND) vengono utilizzati per determinare la natura (leptone o adrone) dell’evento, e la  sua energia (nel caso di elettroni/positroni).

Nel corso dei primi cinque anni di vita PAMELA ha fornito dati rivoluzionari per la fisica dei raggi cosmici, la componente di antimateria nello spazio e la ricerca indiretta di materia oscura. I risultati sono stati pubblicati su Nature, Science, Physical Review letters....
Buon compleanno PAMELA, e grazie di tutto!

Spettri del flusso delle componenti principali dei  raggi cosmici nell’intervallo accessibile a PAMELA. Sono dominati dai protoni e dai nuclei di elio (circa il 90% ed il 9%).   In caso di eruzioni solari il flusso può aumentare improvvisamente di vari ordini di grandezza (curva rossa: misure   PAMELA relative all’evento del 13 Dicembre 2006). Anche nella regione del Sud Atlantico il flusso di protoni intrappolati  è molto più alto di quello galattico. La componente negativa è composta prevalentemente  da elettroni  con l’antimateria (antiprotoni)  presente solo in piccole  quantità. 

Il fenomeno dei lampi di luce nello spazio (parte 1)

Durante il viaggio verso la Luna, l’equipaggio dell’Apollo 11 osservò – mentre la capsula di trovava al buio - degli strani lampi luminosi di varia foggia, dimensione e colore. Senza rendersene conto avevano stabilito un altro importante primato del volo spaziale, oltre a quello di giungere, di lì a pochi giorni, per la prima volta sul suolo lunare: erano stati i primi uomini a “vedere” con i propri occhi, senza l’ausilio di alcuno strumento, i nuclei atomici che fanno parte dei raggi cosmici.
I  raggi cosmici sono composti per circa il 90% da protoni e per il 9% da nuclei di elio. Del restante 1% fanno parte i nuclei più pesanti come il carbonio, l’azoto e l’ossigeno. I raggi cosmici possono avere varie origini: a più bassa energia domina il vento solare, costituito da protoni ed elettroni con velocità di centinaia di chilometri al secondo. Ad energie più elevate le particelle hanno velocità sempre più prossime a quella della luce: provengono dalla nostra galassia, dopo essere state accelerate in esplosioni di supernovae; le particelle a più alta energia hanno origine  extragalattica ed i loro meccanismi di accelerazione sono tuttora oggetto di discussione. Vi sono poi i raggi cosmici intrappolati dal campo magnetico nelle fasce di radiazione (o di Van Allen): si tratta di protoni in prossimità della Terra (vengono incontrati anche dallo Shuttle e dalla Stazione Spaziale) ed elettroni ad una maggiore distanza (circa sei raggi terrestri, ossia dove si trovano i satelliti in orbita geostazionaria).
Lo studio della composizione delle specie più rare dei raggi cosmici (ad esempio la componente di antimateria)   può fornire informazioni molto precise sia sulla struttura della nostra galassia che dell’Universo: per fare questo sono necessari strumenti di complessità sempre crescente. Tra questi strumenti possiamo però annoverare anche l’occhio dell’uomo che, attraverso l’osservazione di questi “Lampi di Luce” (o Light Flashes), è in grado di  mettere in evidenza fenomeni di interazione tra il corpo umano e la radiazione cosmica cui è soggetto. Il fenomeno era già stato previsto nel lontano 1952 ¹ (cinque anni prima del lancio del primo Sputnik russo) da un pioniere della ricerca della biologia delle radiazioni a terra e nello spazio: Cornelius Tobias. La sua ipotesi iniziale, infatti, era che i nuclei della radiazione cosmica potessero interagire con l’apparato visivo umano causando percezioni visive anomale (o fosfeni) di vario genere.  Questi lampi di Luce sono altamente soggettivi: vi sono astronauti particolarmente sensibili, in grado di osservare il fenomeno anche in presenza di luce ed alcuni che non hanno mai visto un Lampo di Luce. Sono stati osservati vari tipi di lampi, probabilmente legati ai diversi tipi di interazioni possibili: una singola striscia, più tracce contemporaneamente, una stella molto luminosa e così via. Tuttavia, quando  si cerca di identificare i meccanismi fisici alla base dell’interazione tra i raggi cosmici e l’apparato visivo sorgono molti problemi, legati alla necessità di correlare le osservazioni provenienti da un rivelatore di particelle di tipo elettronico con le sensazioni provate dagli astronauti. L’importanza di questi studi è legata  - tra l’altro - alla possibilità che i Lampi di Luce rappresentino la classica punta di un iceberg rappresentato da effetti neurofisiologici ben più complessi e nascosti.
Gli studi sistematici sui Lampi  di Luce ebbero inizio già nelle successive missioni lunari² (Apollo 14-17, 1971-1972), proseguendo poi sullo Skylab (1974) e sull’Apollo-Soyuz (1975). A Terra furono affiancati anche da vari test su acceleratori di particelle ³ . Da questi esperimenti sono emersi come come più probabili tre tipi interazioni: ionizzazione diretta della retina o del nervo ottico; interazione nucleare di un protone che produce molte particelle secondarie, dando luogo ad uno stimolo complessivo; emissione di luce Cherenkov nel bulbo oculare degli astronauti. Dai dati ottenuti non fu tuttavia possibile escludere o confermare alcuna di queste tre ipotesi o mostrare il ruolo che hanno nello spazio.

Sileye-2 prima del lancio (1998): la scatola di alluminio (sulla sinistra) contiene il telescopio di silici, mentre la maschera (sulla destra) viene utilizzata per verificare l’adattamento al buio dell’astronauta.

 Gli studi sui Lampi di Luce sono poi ripresi  negli anni ’90 a bordo della stazione spaziale russa Mir con il programma Sileye. L’Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN), in collaborazione con vari enti di ricerca (CNR) ed università italiane (Roma Tor Vergata, Firenze, Trieste) e straniere (KTH, Mephi), ha realizzato e posto sulla Mir due apparati che hanno effettuato misure di Lampi di Luce tra il 1995 ed il 2000. Altro obiettivo scientifico di questo esperimento – che si inserisce in un più ampio quadro di ricerca dell’INFN sui raggi cosmici nello spazio -  è la misura del  flusso di raggi cosmici e la dose assorbita dagli astronauti all’interno della stazione spaziale. Gli strumenti  utilizzati consistono  in un casco con annesso un rivelatore di particelle al silicio (da cui il nome da SILicon EYE, od Occhi di Silicio).  Il cosmonauta indossa il casco, si pone in condizioni di buio e preme un bottone ogniqualvolta osserva un Lampo di Luce; contemporaneamente si misura il tipo e l’energia di tutti i nuclei che attraversano il telescopio al silicio.

Il cosmonauta Sergei Avdeev con il rivelatore Sileye-2 poco prima di iniziare una sessione di osservazione di lampi di luce a bordo della Mir. Avdeev è stato a lungo il detentore del record di permanenza nello spazio su più missioni nello spazio. Il record fu battuto da Sergei Krikalev nel 2005.

Correlando queste informazioni,  ottenute  con la collaborazione di sei dei cosmonauti che hanno vissuto a bordo della Mir, è stato possibile mostrare⁴ per la prima volta la presenza nello spazio di almeno due cause distinte di Lampi di Luce. La prima è probabilmente dovuta alla ionizzazione diretta dei nuclei pesanti ed è infatti più frequente quando la stazione si trova alle alte latitudini, ove lo schermo del campo geomagnetico è minore ed il flusso di nuclei aumenta. La seconda componente è causata da interazioni nucleari di protoni nell’apparato visivo dell’astronauta. Secondo questo meccanismo un singolo protone ha una probabilità molto bassa di causare un Lampo di Luce: è solo quando la Mir attraversa la fascia interna di Van Allen, in cui il numero di protoni intrappolati può crescere sino a 10000 volte, che viene notato un aumento del numero di Lampi osservati.
Dopo il rientro della Mir nell’atmosfera, le ricerche sono proseguite nel 2002 a bordo della Stazione Spaziale Internazionale nell’ambito della missione ASI Marco Polo. Qui è stato realizzato un terzo apparato, Sileye-3/Alteino, con lo scopo di effettuare le prime osservazione sistematiche di Lampi di Luce sulla Stazione Spaziale. Le prime misure sono state effettuare durante il volo  cosmonauta italiano Roberto Vittori: l’analisi dati è tuttora in corso. L’apparato è stato a bordo della Stazione Spaziale per circa 8 anni, prima di tornare sulla terra a bordo della Soyuz. Nel 2006 è stato affiancato e  sostituito da un apparato più moderno, Altea.  Si tratta di uno strumento multidisciplinare per lo studio dei raggi cosmici, dei Lampi di Luce, e degli effetti dell’ambiente spaziale  sulle funzioni visive e cerebrali degli astronauti.

Lo Space Shuttle attraccato alla Stazione Spaziale Mir.

 

 

Orbita della Mir nel corso delle sessioni di osservazione dei Lampi di Luce. A ciascun triangolo corrisponde un lampo osservato. E’ possibile vedere l’incremento di Lampi di Luce ad alte latitudini e nella zona del sud atlantico, causato dalle due componenti di raggi cosmici galattici ed intrappolati rispettivamente.

Bibliografia

1. Tobias,  J. Aviat. Med., 23, 1952, 345.

2. Pinsky et al.,  Science, 183, 1974, 957.

3. Budinger T. F., et al., Nature, 239,  1972, 209.

4. Casolino et al., Nature, 422, 2003, 680.

Effetti Biologici della radiazione (cenni)

Gli effetti della radiazione ionizzante vengono classificati secondo due raggruppamenti: deterministici e stocastici.

I primi si manifestano sempre se esposti ad alte dosi di radiazione mentre i secondi sono tipici di basse dosi assorbite.

Gli effetti stocastici sono casuali e vengono evidenziati solo analizzando – comparativamente rispetto alla generalità della popolazione –

un consistente numero di pazienti o di persone esposte anche a dosi basse ma per lunghi periodi di tempo.

Nei soggetti esposti ad un’alta dose di radiazioni (maggiore di 0.25 Sv) i sintomi – spossatezza, mal di testa nausea e vomito, a cui ci si riferisce con il più comune “malessere da radiazione” – si manifestano con certezza nelle prime ore dopo l’irraggiamento. Anche se in meno di 24 ore ci si sente di nuovo meglio e non si avverte nessun disagio, i sintomi ricompaiono dopo alcuni giorni nella forma di febbri, emorragie, sangue nel vomito e nelle feci.

Ad 1 Sv la fase di quiete nel soggetto esposto è più breve e talvolta assente ma – se sottoposto a cura – si hanno buone probabilità di guarigione.

Sopra 4 Sv si ha il 50% di possibilità di morte, raggiungendo il 100% sopra i 7 Sv. Se il paziente è sottoposto a cure la probabilità di sopravvivenza aumenta: dopo circa 8 settimane di terapia ha una buona possibilità di ricupero.

A Fukushima il 24 marzo (dati IAEA) ci sono stati 17 lavoratori esposti a più di 0.1 Sv (tra questi sono inclusi i due tecnici esposti a 2-3 Sv alle gambe per essere venuti a contatto con l’acqua radioattiva) e tutti sono stati ricoverati in ospedale per accertamenti e cure.

Se gli effetti deterministici sono di gravità proporzionale alla radiazione ma esibiscono una soglia sotto la quale non si manifestano, si ritiene che gli effetti stocastici non abbiano una netta linea di demarcazione e possono colpire dopo vari anni. Solitamente si manifestano sotto forma di tumore ma non appaiono in tutti i soggetti esposti.

Nel caso di esposizione di un gran numero di persone è possibile determinare l’aumento dell’incidenza dei tumori e metterli in relazione con la dose cui sono stati esposti.

Un’esposizione maggiore implica un rischio maggiore di contrarre tumore. Per dare un’idea, la probabilità di morte per incidenti domestici o

in auto è pari a quella associata ad una dose di 0.01 Sv (10 mSv), ossia una su 10.000 (0.01%).

A dosi più basse è ancora dibattuto se la radiazione abbia degli effetti sulla salute e quali siano.

Gli studi epidemiologici mostrano come alcuni tumori come la leucemia, il tumore al seno, ai polmoni e alla tiroide siano più facilmente indotti

dalla radiazione, mentre altri (pancreas, testicolo, prostata) non aumentino nei soggetti esposti.

I danni al DNA dei soggetti esposti si possono trasmettere alla generazione successiva sotto forma di mutazioni genetiche. Il numero di mutazioni è trascurabile per basse esposizioni, fino a 10 mSv, circa l’1% di quelle che avvengono per cause naturali, ma aumenta della metà nel caso di esposizioni di 0.5 Sv.

Estratto dal libro "Come sopravvivere alla radioattività" http://www.bandashop.it/product.php?id=127