Cento anni di Raggi Cosmici

7 Agosto 1912 - 7 Agosto 2012

Stefano Cecchini
INFN, Sezione di Bologna

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E' durante il settimo volo a bordo di un pallone di 2200 m3, iniziato alle 6:12 del 7 agosto 1912 presso Aussig sull'Elba e terminato poco dopo le 12:00 a 50 km a est di Berlino dopo aver raggiunto l'altezza di 5350 m sul livello del mare, che V. Hess ebbe la prova definitiva che una "radiazione molto penetrante incide sull'atmosfera dall'alto".

Questa data segna un passaggio fondamentale nello sviluppo della fisica moderna.

Prima di allora le particelle di più grande energia conosciute dai fisici erano quelle emesse nel decadimento spontaneo dei nuclei radioattivi (Torio C). Studiando i Raggi Cosmici (RC) i fisici cominciarono ad avere accesso a particelle dotate di energie straordinarie e hanno potuto investigare le proprietà dell'ambiente terrestre ed interplanetario, avere informazioni sullo spazio oltre il sistema solare e la nostra Galassia, scoprire i diversi tipi di particelle elementari che popolano il nostro Universo e i loro modi d'interazione.

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Figura 1.- Rappresentazione approssimata della distribuzione integrale in energia dei raggi cosmici primari (numero di particelle con energia >E0 che incidono su un' area di 1 m2 per steradiante e per secondo). La prima croce delimita la regione di bassa energia, dove i RC subiscono l'influenza dell'attività solare variabile nel tempo ( ad es. decrescite di Forbush, cicli di 27 giorni e di 11 anni etc.). La seconda croce indica la regione del "ginocchio" e la terza della "caviglia". Da una zona all'altra, lo spettro cambia comportamento (l'indice spettrale ? della forma I(>E0) ~ E-? cambia). La parte tratteggiata indica la nostra ignoranza sull'andamento della distribuzione alle altissime energie. La freccia (rossa) indica l'energia di un protone nel sistema di riferimento del laboratorio corrispondente all'energia del centro di massa nelle collisioni p-p di 14 TeV ad LHC.

Molti anni dopo, nel tentativo di replicare in maniera controllata i fenomeni indotti dalle particelle che compongono questa radiazione, i fisici costruiranno macchine acceleratrici capaci di fornire fasci di particelle con sempre più alta energia, fino all'attuale LHC (Large Hadron Collider) del CERN. Questa macchina è stata costruita per creare e studiare le collisioni di fasci di protoni ad energie nel centro di massa di 14 TeV, un valore che tuttavia è ben lontano dal raggiungere le più alte energie conosciute nei RC. Tale energia, infatti, corrisponde a 1017 eV nel sistema di riferimento del laboratorio, cioè al limite inferiore della regione dei RC di Ultra Alta Energia (o UHECR). [Figura 1] Tuttavia, la luminosità (intensità) che si raggiunge con gli acceleratori è molto più alta di quella dei RC alle stesse energia e questo permette di misurare con maggior dettaglio e precisione le caratteristiche delle interazioni.

Questi RC, che arrivano e penetrano il nostro sistema solare, sono il solo campione di materia appartenente alla nostra Galassia e presumibilmente anche ad altre sorgenti al di fuori di essa, che i ricercatori possono analizzare direttamente con i loro strumenti. Mentre le osservazioni astronomiche della radiazione elettromagnetica proveniente da oggetti lontani ci forniscono informazioni sullo stato della materia della nostra Galassia e nelle altre galassie, anche in condizioni estreme, i RC rappresentano un piccolo (la loro massa totale è 10-11 volte quella della Via Lattea, circa quanto la massa del nostro Sole) ma importante campione di materia e di antimateria, frutto dei processi fisici che hanno avuto luogo dall'inizio del nostro Universo fino ad ora. [Figura 2]

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Figura 2.- Abbondanze relative degli elementi dei raggi cosmici primari (RC) con energia > 2 109 eV e di quelli del Sistema Solare (SS). Questo grafico può essere considerato come una "stele di Rosetta" che ci aiuta a scoprire che tipo di stelle danno origine ai RC e a ricostruire la storia del percorso da loro compiuto dalla sorgente fino a noi.

Le domande che si ponevano a partire dalla scoperta dei RC erano: quale è la loro natura e composizione elementare? Quale è il numero di particelle che arrivano alla sommità dell'atmosfera terrestre con diversa energia (ovvero il loro spettro energetico)? Quale meccanismo è in grado di accelerarli e dove? Quali le sorgenti? Ebbene, in larga parte, queste domande non hanno ancora trovato risposte adeguate.

Ci vollero poco più di 40 anni di ricerche (intramezzati da due guerre mondiali) durante i quali i fisici si sono trasformati, di volta in volta, in alpinisti, minatori e palombari, per stabilire che la radiazione cosmica primaria, prima di interagire con gli atomi e le molecole che compongono la nostra atmosfera, consiste principalmente di protoni, di nuclei atomici completamente ionizzati ed, in parte più piccola, da elettroni.

Sono stati anni ricchissimi di scoperte. L'utilizzo delle particelle energetiche della radiazione cosmica come proiettili per studiare le loro interazioni con vari materiali e produrre altre particelle, contribuì allo sviluppo della fisica ed astrofisica delle alte energie. Numerose particelle elementari furono scoperte e studiate nei RC: positroni, muoni, pioni, mesoni K e molte altre. Nuovi strumenti, che possono essere considerati i capostipite di quelli che ancora oggi usiamo, furono inventati.

Dopo questa fase, che potremo definire "eroica", gli 1950-60 vedono il rapido sviluppo delle scienze spaziali e la possibilità di portare strumenti nello spazio prossimo alla Terra (ad esempio con razzi che raggiungevano quasi i 100 km di altezza). In seguito con le sonde spaziali Pioneer 10 e 11 e Voyager 10 e 11 si sono raggiunti i confini della cavità interplanetaria e presto, potremo osservare le particelle di bassa energia nel mezzo interstellare senza l'influenza dell'attività solare.

Nello stesso periodo comincia lo studio sistematico dei "Grandi Sciami Atmosferici" (EAS-Estensive Ait Shower).

Le prime osservazioni che P. Auger e colleghi fecero di conteggi di particelle che arrivavano contemporaneamente a grandi distanze fra di loro, risalgono al 1938. Queste misure mostravano che la distribuzione in energia delle particelle che dovevano essere all'origine di queste "cascate di elettroni-fotoni" pareva continuare la distribuzione di quelle particelle che già si conoscevano. Piano piano divenne anche chiaro che queste sciami di particelle erano generati da un'altra componente (diversi da elettroni e gamma).

Con la costruzione di grandi apparati (arrays) per rivelare gli EAS a partire dagli anni '60, si cominciò ad estendere la scala di energia dei RC di enormi fattori. Quanto si veniva osservando non faceva che riproporre la questione: Quale è l'energia massima che i RC possono avere? E dove e come queste particelle hanno acquistato tanta energia? Vedremo più avanti quale tipo di risposta si riesce a dare dopo tanti anni.

Un'altra scoperta casuale intervenne ad aiutare per rispondere a queste domande.

Agli inizi degli anni '30 ancora non si sapeva quante di queste particelle fossero di origine solare, galattica o extra-galattica. Si sapeva già che il Sole non può essere l'unica loro sorgente sia per ragioni energetiche sia perché la distribuzione delle direzioni di arrivo appariva isotropica (già V. Hess aveva notato che non si rilevavano variazioni giorno-notte né durante l'eclisse di sole nel suo primo volo aveva osservato un abbassamento del segnale). Questo poneva un serio problema perché se i RC sono diffusi uniformemente in tutto lo spazio, i processi energenici coinvolti nella loro generazione dovevano essere i più grandi dell'Universo. Se le particelle fossero state confinate in regioni poco estese (ad esempio nella nostra Galassia) la loro densità di energia sarebbe stata paragonabile a quella della luce visibile e quindi si poteva sperare che i processi capaci di fornire loro energia fossero abbastanza comuni.

Nel 1932 un ricercatore della Bell Telephone Co. (K. Jansky) stava allora cercando di scoprire la causa delle interferenze che disturbavano le trasmissioni radio transatlantiche vicino a 20 MHz. Oltre a disturbi la cui origine era terrestre egli trovò un segnale che sembrava provenire dalla Via Lattea. Di nuovo si poneva il problema di spiegare l'origine di queste onde radio galattiche.

La II Guerra Mondiale con le sue necessità di miglioramento e affidabilità delle trasmissioni radio comportò un sostanziale avanzamento delle tecnologie relative. A partire dal 1948 questo sviluppo permise la nascita della radioastronomia. Ci si rese allora conto che la radiazione a tali lunghezze d'onda non è diffusa uniformemente, ma concentrata in certe regioni più o meno piccole (identificate poi come radiosorgenti), e che la parte principale di questa radiazione che giungeva dallo spazio era generata dai RC. V. L. Ginzburg e I.S. Shklovskij mostrarono che lo spettro a frequenze radio era in relazione con lo spettro di energia degli elettroni che emettevano radiazione di sincrotrone. In questo modo si potevano ottenere informazioni sulle proprietà dei RC e sui processi energetici che avvenivano lontano dalla nostra Galassia, in zone dell'universo ben diverse da questa. Si apriva un nuovo campo dell'astrofisica. Inoltre fu osservata un'alta concentrazione di elettroni relativistici nei resti della supernova, come ad esempio la nebulosa del Granchio, cosa che diede maggiore supporto alla teoria che questi oggetti fossero le sorgenti dei raggi cosmici e i siti di accelerazione. Tuttavia la prova definitiva che questo sia vero ancora non è stata ottenuta.

Per stabilire se così avviene, i ricercatori sono ricorsi all'utilizzo di un'altra tecnica: l'osservazione della luce Cherenkov emessa dalle cascate di elettroni e fotoni generati alla sommità dell'atmosfera dalle particelle cariche e dai raggi gamma di alta energia che non possono arrivare a terra ed essere osservati direttamente.

Nel 1952 J. Jelley e B. Galbraight ebbero l'intuizione che di notte, al buio completo, con uno specchio ed un fotomoltiplicatore nel suo fuoco, si sarebbero potuti osservare i brevi flash di luce emessa dalle particelle delle cascate nell'attraversare l'atmosfera, idea che aveva suggerito poco prima P.M.S. Blackett. Negli anni successivi fu dimostrato che dal tipo di configurazione della maccja luminosa osservata si potevano distinguere le cascate generate in atmosfera dai protoni da quelle generate da gamma di alta energia. Nel 1989 con questa tecnica fu possibile misurare i raggi gamma generati nella Nebulosa del Granchio. Di fatto si apriva una nuova finestra sull'Universo con l'inizio dell'Astronomia gamma da terra.

Telescopi sempre più sofisticati e di maggiore area di raccolta hanno cominciato ad osservare con continuità il cielo e si è scoperto che è ricco di sorgenti che danno origine a gamma di alta energia. Si sono osservate emissioni da resti di supernovae, sistemi binari, getti da buchi neri in galassie distanti. Inoltre la distribuzione dell'intensità di tale radiazione della nostra Galassia diminuisce con la distanza radiale dal centro di essa, là dove le interazioni delle particelle con il gas interstellare sono più frequenti.

Proprio in questi giorni è entrato in funzione in Namibia il più grande telescopio per l'osservazione dei gamma di alta energia. Il telescopio H.E.S.S. II, costituito da due specchi grandi quanto due campi da tennis, La capacità di questo sistema di ricostruire l'immagine della macchia Cherenkov con grande precisione permetterà di stabilire l'energia e la direzione dei raggi gamma primari e di discriminarli dalla emissione dello stesso tipo delle particelle cariche primarie. Poiché uno dei meccanismi più importanti per la creazione dei gamma nelle sorgenti è attraverso il processo di decadimento dei pioni neutri creati nelle interazioni di raggi cosmici di alta energia, i fisici pensano di potere scoprire e verificare se le pulsars, le supernove o i buchi neri supermassivi sono effettivamente i siti dove l'accelerazione dei raggi cosmici ha luogo.

Possiamo allora provare a dare una risposta (almeno parziale) alla domanda: "Quali sono le sorgenti dei raggi cosmici?" Per questo dobbiamo riferirci alla Figura 1 e considerare diverse regioni di energia.

Le particelle di energia più bassa, fino a 1010 eV, possono essere prodotte dal Sole ma ad esse vanno mescolate quelle provenienti dallo spazio profondo e che riescono a giungere fino alla terra.

Si pensa che i RC con energia fino a 1015-1016 eV siano generati all'interno della nostra Galassia, soprattutto nelle esplosioni di supernovae. Tenuto conto dell'energia totale richiesta per creare il flusso di RC misurato, con quella composizione, e infine della possibilità che le particelle cariche siano accelerate dall'onda d'urto creatasi al momento dell'esplosione della supernova, si è abbastanza confidenti che questa sia la spiegazione della loro origine e spettro energetico.

Per quanto riguarda la regione di energia 1016-1018 eV non si ha una riposta certa. Vi sono teorie che propongono meccanismi che dovrebbero ri-accelerare le particelle di energia inferiore fino a che esse non sono più contenute dal campo magnetico della Galassia. La situazione è complicata da due fattori: la direzione di arrivo di queste particelle non ci porta informazioni sulle sorgenti poiché il loro moto è influenzato dal campo magnetico galattico e le traiettorie perdono ricordo del punto di partenza molto presto dovuto al fatto che il campo non è ordinato. Inoltre non conosciamo bene la composizione dei RC in questa regione di energie e bisogna ricordare che la curvatura aumenta con la carica della particella. La ragione di questo stato di cose è dovuto al fatto che il flusso delle particelle decresce velocemente con l'aumentare dell'energia (vedi Figura 1) e al momento le misure "dirette" di composizione si estendono solo fino a circa 1014 eV, dato che le aree dei rivelatori ed i tempi di esposizione sono limitate.

D'altro canto le misure "indirette" ottenute dall'osservazioni dello sviluppo in atmosfera degli EAS soffrono di cospicue fluttuazioni che rendono difficile stabilire con certezza la natura della particella primaria. Le cose migliorano con il crescere dell'energia (> 1018 eV) ma è ancora impossibile concludere con certezza se la composizione da "pesante" (ad esempio nuclei di C e/o Fe) evolva in una più "leggera" (preponderanza di protoni). Nel caso la popolazione dei RC di ultra-alta energia >1019 eV fosse costituita da protoni, la deviazione subita durante l'attraversamento del campo magnetico galattico ed intergalattico sarebbe piccola e si potrebbe cercare di correlare la direzione di arrivo con sorgenti "vicine" (< 40-100 Mpc), tipo i Nuclei Galattici Attivi (Active Galactic Nuclei-AGN) nei quali si è osservato (in radio, X, gamma) avere luogo processi di alta energia.

La conoscenza della composizione dei RC di UHE è essenziale per stabilire l'andamento dello spettro energetico anche per un'altra ragione.

Quando J. Linsley nel 1963 riportò l'osservazione fatta l'array di Vulcano Ranch (costruito con L. Scarsi nel deserto del New Mexico) di uno sciame di probabile energia 1.2 1020 eV ci si tornò a chiedere: Quale è la massima energia dei RC?

Per rispondere a questa domanda si è costruita una seconda generazione di apparati di rivelazione di grandi sciami. Si pensò anche di combinare le diverse tecniche di rivelazione (conteggio della densità di particelle al suolo su grandi distanze, luce Cherenkov, luce di fluorescenza atmosferica come suggerito K. Greisen nel 1965 che potevano permettere di aumentare notevolmente l' area sensibile di raccolta di particelle degli EAS e che solo ora sono state portate ad un alto grado di affidabilità ed efficienza) per ottenere una risposta definitiva.

A questa misura di uno sciame di altissima energia e, quindi, di un possibile spettro energetico dei RC senza fine, seguì un'altra scoperta "accidentale" che rendeva il risultato "intrigante". A. Penzias e R Wilson, nel 1965 cercavano di scoprire l'origine di un segnale di origine sconosciuta captato dalla loro antenna a microonde (4080 MHz). Stabilirono che questo corrispondeva al segnale di un "corpo-nero" avente una temperatura di 3.5°K. Era come ora sappiamo il resto dell' esplosione primordiale (Big Bang) del nostro Universo. Tutto ciò aveva una conseguenza essenziale per i RC.

K. Greisen (negli US) e, indipendentemente, G.T Zatsepin e V.A. Kuz'min (nell'USSR) predissero nel 1965 che a causa della interazione delle particelle dei raggi cosmici (in particolare i protoni) con i fotoni di questo bagno di radiazione che riempie l'Universo doveva esistere un massimo all'energia dei primari: 6 1019 eV (il GZK cut-off). Quindi un raggio cosmico che attraversi grandi distanze (cosmologiche) con energie superiore al quel valore perderà energia finchè non si troverà ad avere energia inferiore. RC che avessero energia superiore sarebbero dovuti provenire da sorgenti vicine.

L'entrata in funzione dell'apparato per sciami Pierre Auger Observatory (PAO) in Argentina con un area di raccolta di 3000 km2, e, più recentemente, del Telescope Array (TA ) per ora con una estensione di 700 km2, si spera possa risolvere la questione. Al momento non sappiamo se la decrescita del numero di eventi osservati da questi grandi apparati oltre 4 1019 eV sia un indizio del GZK cut-off o se sono le sorgenti che non possiedono meccanismi di accelerazione in grado di fornire ai RC energia oltre E ~ Z 1019 eV.

Per ora lo sciame più energetico riportato è stato un evento osservato da un precedente array che usava la tecnica della fluorescenza, Fly's Eye. La sua energia è stata stimata vicino a 3 1020 eV e l'evento è stato attribuito all'arrivo alla sommità dell'atmosfera terrestre di un nucleo di C o di Fe.

In anni recenti, il campo di ricerca dei RC ha cambiato nome: ora si parla più comunemente di "Fisica astroparticellare" o "Fisica delle astroparticelle". La ragione principale è che ci sono altri "messaggeri" che giungono alla Terra dal nostro Universo e che questi sono in stretta relazione con i RC. Intendiamo qui riferirci ai neutrini, ai nucleariti, ai Monopoli Magnetici e alle particelle che costituiscono presumibilmente la cosidetta "materia oscura", come ad esempio i WIMPS (Weakly Interactive Massive Particles), particelle che interagiscono molto debolmente e difficili da rivelare direttamente. Per tutti questi "messaggeri" i RC costituiscono addirittura il "fondo" dal quale queste particelle prodotte in ambiente cosmico devono essere discriminate.

Per quanto riguarda i neutrini, vale ricordare che alcune delle loro proprietà (in primis il fenomeno delle "oscillazioni") sono state osservate nei flussi di neutrini atmosferici, generati negli altri strati dalle interazioni dei RC e osservati con gli apparati sotterranei di Kamiokande (Giappone) e MACRO (Laboratorio Nazionale del Gran Sasso).

In un certo senso i neutrini sono i "messaggeri" ideali per avere informazioni sui processi più energetici dell'Universo e sulle sorgenti dei RC. Essi si propagano in linea retta (quindi la loro direzione è quella della loro sorgente), hanno piccolissima probabilità di interagire per cui possono attraversare regioni molto dense e percorrere distanze cosmologiche senza alterazioni. Ma soprattutto i neutrini sono prodotti essenzialmente da interazioni di protoni o nuclei nel materiale delle sorgenti energetiche.

Tuttavia al momento di celebrare il centenario dei RC, non si è ancora trovata la prova (la "pistola fumante") dell'origine dei RC, di quali siano le loro sorgenti, dei meccanismi capaci di fornire loro le UHE. La strada futura è quella di aumentare ancora la capacità di raccolta e di osservazione di questi eventi, incrementando la sensibilità degli apparati e delle tecniche di rivelazione.

Il soggetto dei RC ha da sempre accompagnato lo sviluppo della fisica moderna per l'importanza delle conseguenze nei campi di ricerca dell'astrofisica e delle particelle elementari. Ad esso hanno contribuito innumerevoli ricercatori con inventiva e spirito di avventura, nel desiderio di dare una risposta al loro mistero.

Molto si è scritto sulla storia e e sullo sviluppo delle ricerche che hanno avuto luogo fino a tempi recenti (vedi la breve bibliografia di testi italiani), anche in relazione alle celebrazioni di questo centenario.

Qui abbiamo cercato di percorrere solamente alcuni punti salienti della loro storia centenaria. Per seguire - in immagini - lo sviluppo delle conoscenza sui RC abbiamo creato tre album di fotografie accostando immagini vecchie e nuove a rimarcare l'eredità e le direzioni attuali di ricerca.

  1. Primo Album
  2. Secondo Album
  3. Terzo Album

Bibliografia minima (in italiano)