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Parte – III

Figure 52 – 76

Figura 53 –

L’atmosfera terrestra è mezzo assorbente che non permette di osservare il cielo a certe lunghezze d’onda della radiazione elettro-magnetica. Anche I raggi cosmici che arrivano alla sommità dell’atmosfera (40-50 km) interagiscono con essa e quindi alle quote più basse si possono osservare solo i prodotti di tali interazioni e non direttamente le particelle primarie. Per potere osservare direttamente I raggi cosmici è necessario portare gli strumenti nello spazio.

Figura 54 – 1950

Un razzo per ricerca della serie Viking lanciato dll’isola di Jarvis nel Pacifico per raccogliere dati di temperatura e pressione dell’alta atmosfera oltre a misure di raggi cosmici. La serie di Viking 9, 10 e 11 fiu in grado di ottenere le più lunghe esposizioni di emulsioni ai raggi cosmici ad altezze tra gli 80 e i 230 km.

Figura 55 – Marzo 1958

W.H. Pickering (primo a sinistra) che costrui e diresse le operazioni del primo satellite artificiale americano:l’ Explorer I, J.A. van Allen (al centro) che disegnò e costruì lo strumento per raggi cosmici (vedi Figura 55b) e W. von Braun (ultimo a destra) sorreggono un modello del satellite che viaggiò con seccesso attorno alla terra compiendo un orbita, con perigeo a 50 km e apogeo a 2600 km, ogni 2 ore e mezza. Il satellite rimase in orbita per 12.3 anni.

Figura 55b – ‘50

J.A. van Allen con uno degli strumenti da lui sviluppati per ricerche sui raggi cosmici con razzi e satelliti.

Con la fine della II guerra mondiale, a seguito dell’arrivo in america di W von Braun nel periodo 1946-1952, gli americani cominciarono a sviluppare con successo un programma di lancio di razzi V-2 dal New Mexico (località di White Sands). Questi lanci provarono che I razzi erano un ottimo mezzo per compiere ricerche scientifiche nell’alta atmosfera e spazio. La prepaeazione e l’allestimento dei raggi presentava numerose difficoltà e provocava spesso molti ritardi. Nacque quindi nella comunità scientifica la necessità di sviluppare razzi indirizzati solo alla ricerca scientifica.

J. Van Allen fu il promotore dei razzi Aerobee molto più maneggevole di una V-2. Con un carico di 65 kg ed un altezza massima di 120 km. un altro razzo costruito ed utilizzato solo per ricerche scientifiche fu il Viking. Ne furono lanciati 14 tra il 1949 ed 1957; il carico variava tra i 250 ed i 450 kg e poteva raggiungere l'altezza tra 80 e 230 km. Van Allen sviluppò anche i Rookoons piccoli razzi attaccati a palloni e che venivano lanciati quando il pallone raggiungevano grandi altezza.

Il lancio dello Sputnik russo nell'ottobre 1957 dette l'impulso finale al progetto americano per il lancio del primo satellite americano ,l' Explorer I, che fu messo in orbita con un razzo multistadio con propellente solido nel Gennaio 1958. I Geiger messi a bordo da van Allen (come nei successivi Explorer , permisero di scoprire le famose “fasce di Van Allen” ed altri aspetti/caratteristiche dello spazio vicino alla Terra, la magnetosfera.

Le fasce di Van Allen sono formate da particelle subatomiche elettricamente cariche (soprattutto protoni ed elettroni) che, provenendo dalle radiazioni solari e cosmiche, restano intrappolate nel campo magnetico terrestre o magnetosfera. Van Allen fu responsabile scientifico di 24 sonde spaziali comprese le Pioneer 10 e Pioneer 11.

Nel 1987 fu insignito della National Medal of Science, uno dei più importanti riconoscimenti internazionali.

Figura 56 – 2013

La sonda “VanAllen” della NASA scopre l’esistenza di una terza fascia di radiazione attorno alla Terra.

Fin dalla scoperta circa 50 anni fa, le osservazioni avevano mostrato che la terra è circondata da 2 regioni ben distinte a forma di “” riempite da particelle cariche che rimangono inrapplate nel campo magnetico terrestre tra 1000 e I 60000 km dalla superficie terrestre. La fascia più esterna è riempita da elettroni con energie del MeV, quella più interna da elettroni e protoni di più alta energia . Queste fasce di radiazione costituiscono in pericolo per I satelliti stazionari. La fascia più esterna varia di forma ed intensità su scale temporali di ore e giorni a seguito dell’azione del vento solare, delle turbolenze del campo magnetico interplanetario.

Figura 57 - 1952

Il passaggio di particelle attraverso un mezzo con velocità superiore a quella della luce in quel mezzo genera una radiazione detta di Cherenkov-Vavilov. che può essere “vista” da PMTs. Fu Blackett nel 1948 a suggerire che le particelle di uno sciame nell’attraversare l’atmosfera terrestre contribuissero, seppure in piccola quantità, alla luminosità di fondo del cielo notturno. Poco dopo J. Jelley e W. Galbraith concepirono un semplice metodo per potere osservare questi impulsi di luce. L’elemento base fu un piccolo specchio parabolico, residuato di guerra, con un PMT al fuoco. Succeesivamente questo sistema fu posto dentro a un bidone della spazzatura (Figura 52b) per schermarlo dalla luce circostante e con questo furono cappaci di osservare 1 o 2 impulsi al minuto Accoppiando ad un piccolo apparato di GM alcuni specchi con un PMT nel fuoco furono in grado di osservare impulsi di breve durata ~ 0.2 µsec correlati ai raggi cosmici. Negli studi successivi al Pic du Midi, riuscirono a stabilire che effettivamente la luce raccolta era polarizzata come previsto dalla teoria e stabilirono una relazione tra la quantità di luce e l’energia dello sciame. La conferma dell’esistenza di questi impulsi Cherenkov venne dalle osservazioni di A.E. Chudakov e N.M. Nesterova con più grandi apparati sul Pamir.

Figura 57b

Figura 58 – 1959-1963

Alla Conferenza Internazionale sui Raggi Cosmici di Mosca (1959) G Cocconi presentò un calcolo che presumeva che fotoni di alta energia (1012 eV) che potevano essere emessi dalla Crab nebula, una ben nota SN vicina. G.T Zatsepin e A.E. Chudakov nel 1961 elaborarono l’idea di utilizzare la tecnica Cherenkov per fare dell’astronomia gamma. I primi furono compiuti con un esperimento in funzione in Catsiveli (Crimea). L’apparato consisteva di 12 specchi con il diametro di 1.5 m e restò in funzione dal 1961 al 1963. Ma l’energia di soglia era troppo alta (5 1012 eV) e i risultati furono negativi.

Figura 59 – 1972

Il Telescopio Whipple (in onore del Dr. Lawrence Whipple direttore dello Smithsonian Astrophysical Observatory (SAO)) posto 2616 m di altezza sul Mt. Hopkins (a sud di Tucson, Arizona). Lo strumento è costituito da una superficie multi-specchio (più economica di una intera) di 10m di diametro, costituita da 248 specchi esagonali di 60 cm. Nel fuoco si trovava una matrice di PMT. Ogni sciame produceva un segnale distribuito su molti PMT. Studiando la forma e la distribuzione dell’intensità dell’immagine era possibile estrarre il segnale dei gamma Cherenkov prodotti da uno sciame in atmosfera dal fondo del cielo notturno.

Nel 1972 T. C. Weekes, che per parecchi anni aveva perseguito lo sviluppo di tale tecnica, riuscì a rivelare con sicurezza un segnale dalla Crab Nebula non molto inferiore al limite superiore fissato dalle osservazioni di Chudakov. Si era aperta una nuova finestra di osservazione sull’Universo.

Figura 60 - 2004

La terza generazioni di telescopi Cherenkov è rappresentata dai sistemi attuali: H.E.S.S., MAGIC, VERITAS. L’evoluzion ha riguardato essenzialmente: l’area di raccolta , la capicità di ricostruire l’immagine della “macchia” Cherenkov (con una sofisticata matrice di pixels), l’osservazione stereoscopica (con più telescopi distanti l’uno dall’altro) e la capacità di ripuntare il sistema in un’altra direzione in un tempo ragionevole (~1 min)

Nel 2004 è entrato in funzione il telescopio H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System) localizzato nel deserto della Namibia (latitudine 23°S, 1800 m s.l.m.). Il sistema originario era composto da 4 grandi riflettori multi-specchio di 107 m2 con un campo di vista di 5° , per un numero totale di 960 sensori (pixels) sensori con risoluzione di 0°.26 nel fuoco (Figura 55b) In questo modo era in grado di ricostruire l’immagine del segnale Cherenkov lasciato dallo sciame e.m. in atmosfera (Figura 55c). Da sole 10 sorgenti conosciute si è presto passati a 100 sorgenti di varia natura che emettono gamma di altissima energia (1-10 TeV).

Nel luglio 2012 è divenuto operativo il telescopio con il riflettore di 28 m di diametro (al centro nella Figura 55), del peso di 600 tonnellate e HESS-II è il sistema più grande attualmente in funzione.

Figura 60b

Figura 60c

Figura 61 - 2004

Per condurre osservazioni dell’emisfero Nord del cielo nel 2004 è entrato in funzione MAGIC- Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov, alle isole Canarie e VERITAS (2007); evoluzione di Whipple, per coprire anche l’emisfero nord)

Figura 62>2014

Per migliorare le capacità di scoperta di sorgenti non-termiche di gamma si è costituita una collaborazione che prevede la costruzione, a partire dal 2014, di due apparati, uno nell’emisfero Nord ed uno nel Sud costituiti da un insieme di specchi (telescopi) di diverse dimensioni – il più grande con un diametro di 23m-: CTA (Cherenkov Telescope Array). In questo modo si aumenterà di un fattore 10 rispetto ai sistemi esistenti per quanto riguarda la sensibilità al flusso delle sorgenti su una regione di energia da 25 GeV a 100 TeV, e di un fattore ~ 4 per quanto riguarda la risoluzione angolare ( ~1 arcmin). Infine il tempo per fare una scansione di una larga porzione di cielo ( campo di vista ~6°) si ridurrà di 100-200 volte

Figura 63 – 1956

F. McDonald insieme a J. Van Allen che fu sua guida nei primi studi dei raggi cosmici con strumenti nello spazio. Entrato al Goddard Space Flight Center della NASA vi svolse ricerche sui raggi cosmici sviluppando strumenti per la serie di piccoli satelliti denominati IMP (International Monitoring Platforms). Divenne quindi capo della divisione di fisica delle alte energie del GSFC e guidò la realizzazione delle sonde spaziali Pioneer 10 e 11, Voyager 1 e 2 sempre con interesse primario nelle osservazioni dei raggi cosmici

Figura 64 -1977 –presente

Voyager 1 (lanciata nel 1977 insieme alla sua gemella Voyefer 2) è la sonda spaziale che che si trova alla più grande distanza dalla terra, circa 123 AU (1 AU = Astronomical Unit = alla distanza Sole-Terra) e sta continuando il suo viaggio fuori dal sistema solare alla velocità si circa 17000km/s. I segnali che ci giungono da lei con informazioni sui RC in quelle remote regioni dello spazio impiegano circa 2 anni per arrivare a noi.

La Voyager 1 è alimentata da un generatore termolelettrico a radioisotopi (RTG) – il calore prodotto dal Plutonio 238 al momento del suo decadimento,vine trasformato in elettricità da un apposito convertitore - che dovrebbe permetterle di mandarci segnali fino al 2025. Tuttavia per tale data la comunicazione con la sonda sarà molto improbabile perché il giroscopio, che permette di tenere orientata l'antenna verso la Terra, smetterà di funzionare nel 2016 quando è previsto che la sonda si trovi a una distanza dal Sole compresa tra 135 AU.

Le più recenti misure sembrano indicare che abbia finalmente raggiunto la zona che indica il passaggio dalla cavità solare allo spazio interplanetario. I dati sono ancora incerte: si dovrebbero osservare un calo della intensità delle particelle dei RC intrappolate nella cavità (quella zona di spazio dominata dal campo magnetico solare e dalle sue variazioni) seguito da un repentino aumento dovuto alla presenza di particelle che giungono in vicinanza del sistema solare dalle sorgenti sparse nella nostra Galassia. Altra osservazione che dovrebbe segnalare questo passaggio è il cambio di direzione del campo magnetico. Ma mentre del primo effetto sembra essere stato confermato dalle recenti osservazioni, ancora non si è visto il secondo

Figura 65 -2013

Una ricostruzione della “cavità solare, ovvero quella parte dello spazio interplanetario sotto l’infuelza del “vento solare”, il flusso continuo di particelle emesso dal sole. La superficie più esterna si crea in conseguenza dell’incontro solare con il plasma del mezzo interstellare. Voyager 1 sarà la prima sonda spaziale a raggiungere questa regione dello spazio

Figura 661951- presente

L’intensità dei RC che raggiungono il suolo è stata monitorata da vari rivelatori (essenzialmente contatori della componente neutronica) situati a diverse latitudini, longitudi ed altezze. La più lunga serie continua dal 1951 ad oggi, è stata prodotta dal monitore di neutroni di Climax (Colorado, USA). Le medie mensili dei conteggi diurni registrati dal 1951 al 2006 e mostrata in Figura XX (linea continua). Nella stessa figura è riportata la serie del numero di macchie solari (linea tratteggiata- il valore graficato è Rz(mensili) x 5+4500). Come si può ben vedere quando il numero di macchie solari cresce il conteggio dei neutroni cala. Questa anti-correlazione è dovuta alla interazione dei raggi cosmici provenienti dalla Galassia con le turbolenze del campo magnetico interplanetario che ha la sua origine sul Sole e che è trasportato verso i confinidel sistema solare dal “vento” solare (plasma=gas ionizzato ad alta velocità 400km/s). Quando l’attività solare (di cui le macchie sono un indice) è alta queste strutture turbolente sono numerose e, mentre si muovono verso l’esterno, riducono il flusso di raggi cosmici all’interno della cavità interplanetaria. Tale influenza differisce anche con il variare della polarità del campo magnetico globale del Sole (+ indica periodi con polratità positiva al polo nord del sole A- indica perioodi di polarità negativa

Come esempi di attività solare che può avere influenza anche sulla terra vedi fFgura 67.

figura 67 – 2013

Il 3 maggio 2013 sul sole si è verificata una emissione (esplosione episodica) di radiazione flare di media grandezz (M5.7). Questo tipo di evento è il più debole che possa causare effetti nello spazio vicino alla terra. La radiazione emessa in tali occasioni non è in grado di penetrare l’atmosfera terrestre e provocare danni all’uomo. Tuttavia, se abbastanza intensi, la radiazione può penetrare fino agli strati inferiori dell’atmosfera e indurre disturbi nei segnali delle telecomunicazioni e dei GPS per la sua durata. Il numero di questo tipo di eventi dovrebbe crescere nel tempo almeno fino alla fine del 2013 in quanto I flares sono una manifestazione tipica dell’attività solare e questa dovrebbe raggiungere il suo massimo proprio in questo periodo.

Figura 66b – 2013

Il 9 febbraio 2013 un’altra esplosione (flare di classe C2.4) è avvenuta nel sole con conseguente emissione di materia (particelle) CME (coronal Mass Ejection) diretta verso la terra ad una velocità di circa 750 km/s. In molti casi la velocità del materiale espulso è superiore a questo valore. Questo tipo di fenomeno non deve essere confuso con un evento di tipo flare solare. In questo caso quantità notevoli di particelle sono emesse dal sole che dopo 1-3 giorni arrivano ad investire la terra. In questo caso gli effetti sulla terra sono generalmente aurore visbili vicino ai poli, come conseguenza di tempeste geomagnetiche prodotte nella magnetosfera terrestre, ma non hanno effetti sulle telecomunicazioni

Durtante una CME circa 109 tonnellate di particelle prodotte dall’esplosione sul sole fuoriescono a ~1000 km/s verso la terra (la superficie solare non è visibile poichè nello strumento che osserva vi è un disco che lo occulta)

Figura 67 – >2017

JEM-EUSO (Extreme Space Observatory a bordo del Japanese Experiment Module) è un innovativo osservatorio spaziale pensato per risolvere il problema ancora irrisolto sulla natura dei RC di altissima energia. Posto a bordo della Stazione Spaziale (ISS) sarà rivolto verso la Terra per osservare, lungo un periodo di 5 anni) la luce di fluorescenza emessa dai grandi sciami atmosferici (primari con E > 4 10 19 eV) nell’attraversare l’atmosfera. In questo modo praticamente tutta la Terra diventa il rivelatore e il volume utile aumenta significativamente rispetto ai rivelatori in funzione sulla superficie terrestre (1 anno di osservazione di JEM-EUSO equivale a circa 9 anni di PAO) .

Naturalmente il rivelatore dovrà distinguere le tracce generate dagli sciami dal fondo luminoso artificiale della superficie terrestre.

Figura 68il silenzio cosmico

Per potere osservare, registrare segnali da eventi rari, quali particelle costituenti la materia oscura, il decadimento doppio beta, le oscillazioni di neutrini e neutrini da eventi di SN o altre sorgenti cosmiche è necessario ridurre il segnaòle di fondo dei Raggi cosmici. Per questo gli esperimenti vengono condotti sotto le montagne, in profonde miniere o sotto il mare (od il ghiaccio). Di quanto l’intensità della componente penetrante dei RC è ridotta rispetto all’intensità alla sommità dell’atmosfera e mostrato nella Figura YY dove sono indicati anche i siti/labotratori attualmente in funzione (rossi quelli sottoterra, blu quelli sotto acqua/ghiaccio). Il più profondo laboratorio sotterraneo è quello cinese di JimPing situato sotto una montagna ad una profondità di 6720 m acqua equivalente.

Figura 69 – > 2010

Un disegno della struttura dell’ Osservatorio IceCube situato al Polo Sud. Si compone di 2 parti: l’ apparato di superficie IceTop composto da taniche d’acqua per rivelare la luce Cerenkov emessa dall’attraversamento di particelle di EAS e il telescopio di neutrini IceCube composto da 86 stringhe immerse nel ghiaccio e lungo le quali, dalla profondità di 1450 m a 2450 m, sono distribuiti i PMT che vedono la luce emessa dai muoni capaci di penetrare dall’alto a quella profondità o prodotti dai neutrini nell’attraversare la terra.

Figura 69b

una foto aerea della zona di costruzione di IceCube. Nella foto in basso, i cerchi colorati indicano le posizioni delle stringhe di fototubi immerse nel ghiaccio

Figura 70- 2012

Con IceCube ed IceTop (un array per sciami estesi sulla superficie del ghiaccio del Polo Sud) si possono studiare eventi in coincidenza tra l’apparato di superficie e quello profondo ed in questo modo studiare la natura dei raggi cosmici primari con energia fino a 1017 eV.

Figura 71 - >2017

KM3Net è una grande infrastruttura per ricerche nelle profondità marine (4300 m) che sarà costruita dalla comunità csientifica Europea. Questa struttura, che sarà operativa nel mare Mediterraneo, ospiterà un telescopio dedicato alla rivelazione di neutrini di alta energia generati in sorgenti astrofisiche lontane (ad es. supernovae, stelle in collizione, sorgenti di gamma bursts) e la ricerca indiretta delle ipotetiche particelle costituenti la materia oscura dell’Universo. Un reticolo di migliaia di sensori ottici (fotomoltiplicatori) “vedrà” la debole luce (Cerenkov) emessa dalle particelle create dalle interazioni dei neutrini cosmici con la materia terresre quando queste attraverseranno le profondità marine.

In questo modo sarà in grado di esplorare il cielo sud e sarà quindi complementare all’apparato Ice Cube che opera dal sullo stesso principio sfruttando I ghiacci del polo Sud e quindi esplora tutto l’emisfero Nord del cielo.

KM3Net ospiterà anche strumentazione per il monitoraggio di lungo termine di Fisica terrestre (sismografi) e marina (sensori di temperatura, salinità e rivelatori acustici per lo studio delle specie marine).

Il progetto prevede che Il telescopio sia composto da ~ 300 DU (Detector Unit), ovvero la struttura meccanica sede dei moduli ottici (sfere pressurizzate contenneti PMTs), dei sensori oceanografici e della elettronica di gestione. Ogni DU è composta da 20 piani di sensori spaziati di~ 40m. L’altezza totale di una DU è ~1 km e la distanza tra queste e ~180m DU. Il volume totale del rivelatore e~ 5 km3

Figura 72 – B.C. (before Christ)

circa 100000 particelle attraversano generate dai raggi cosmici ci attraversano ogni ora; questo rappresenta soltanto il 15% della radiazione ambientale nella quale siamo continuamente immersi. Questo equivale 0,4 – 4 mSv all’anno a secondo della zona della Terra in cui ci troviamo.

Figura 73a – I raggi cosmici nella fantasia dei fumetti- I fantastici 4

I superpoteri sono causati dai danni biologici causati dai raggi cosmici

Figura 73b – Anche gli avversari dei Fantastici 4 ricorrono ai raggi cosmici

l'impatto biologico dei Rc è stato studiato soprattutto in relazione agli effetti su personale esposto (tipo piloti d'aereo e astronauti). In condizioni normali c'è sempre una minima quantità di danno biologico dovuto al passaggio di Rc nei tessuti umani, ma la vita ha previsto un meccanismo che provvede a riparare il danno. Se la dose di radiazione cresce, tale meccanismo può risultare inadeguato e come conseguenza si possono verificare delle mutazioni pericolose che portano a malattie (tra queste il cancro). Passando dal livello del mare alla sommità dell’atmosfera terrestre l’intensità della radiazione cresce di un fattore 50-100. per questo molti studi di laboratorio vengono fatti al fine di stabilire le condizioni di sicurezza per i voli umani verso Marte (~ 10-15 mesi) dove l'uomo rimane per molto tempo lontano dall'azione protettrice del campo geomagnetico e dell'atmosfera terrestre. In alcuni casi le reazioni prodotte nei materiali dei veicoli spaziali possono essere più dannose dei RC stessi. L’attraversmento delle facie di van Allen comporta un assorbimento di radiazione 6-7 volte quella che gli astronauti assorbono in un giorno nello spazio che è 100 volte (?) quella che assorbono al suolo in un anno.

Naturalmente nel passaggio di un RC in un componente elettronico a bordo del satellite/navicella spaziale può essere ceduta sufficiente energia per alterare il funzionamento di ad es un transistor. E’ stato stimato che in un satellite per comunicazioni può verificarsi un tasso di errore di 0,002 per transistor in un anno di funzionamento nello spazio. Anche al suolo, un RC può indurre un errore nelle memorie dei grandi computer. Naturalmente questo dipende da quanto il componente elettronico è sensibile agli elettroni generati nel material.

Le abbondanze dei nuclidi cosmogenici terrestri ci possono aiutare a fissare dei limiti sulle varazioni medie recenti del flusso di raggi cosmici alla terra su tempi scala lunghi. Si trova che questo flusso nel sistema solare non puè essere variato di più del 20-30% dal valore attualmente osservato. Su scala temporale più corta un limite è fissato dalla esistenza continua della vita sulla terra per centinaia di milioni di anni. Questo non esclude che vi possano essere state variazioni repentine su corta scala di tempo ( ad esempio esplosione di una SN vicina) con conseguenze rilevanti per l’ambiente terrestre ma che non sono state del tutto letali

Circa 2.2 milioni di anni fa la Terra è stata investita da una nuvola di materiale prodotta dall’esplosione di un SuperNova vicina. (vedi Figura 74d per immagini ottiche di 2 SNe). Il segnale di tale evento si troverebbe in alcuni batteri che erano presenti sulla terra a quei tempi. Questi batteri sono strani organismi che vivono sul mondo del mare e sono capaci di allinearsi con il campo magnetico terrestre. Sono anche capaci di assimilare Ferro estraendolo dall’acqua e dai sedimenti circostanti creando dei cristalli contenenti Fe ed in particolare dell’isotopo 60Fe che si trova nel materiale espulso dalla SN al momento della sua esplosione. Analizzando i fossili di questi batteri ritrovati sul fondo marino si può ritrovare questo segnale. Sarebbe la prima volta che si trova l’interazione di una SN con la nostra Terra.

Figura 74- 2008

Enrico Fermi nel 1949 fu il primo a proporre un meccanismo con il quale i RC venivano accelerati nei resti di supernova (SuperNova Remnants). Il satellite GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope) uno strumento di 4300 kg lanciato nel Giugno 2008 per una missione nello spazio di 5 anni, era stato pensato per misurare con sofisticati strumenti le direzioni di arrivo e l'energia dei fotoni di energia compresa fra i 20 MeV e i 300 GeV. Nel seguito questo satellite ha preso il nome di Fermi Gamma-ray Space Telescope.

Figura 74b

Raffigurazione del Satellite Fermi nello spazio con I pannelli solari aperti

Figura 74c

Schema della struttura del LAT (Large Area Telescope) alla cui costruzione hanno partecipato anche Istituti italiani. Le dimensions del telescopio sono 1.8m x~ 1.8 m x~ 0.72m. Il peso totale è di ~ 2790 kg.

Figura 74d

Se i raggi cosmici (protoni) sono effettivamente accelerati nei SNR prima di essere espulsi nello spazio la teoria predice che i raggi gamma che risultano dal decadimento dei pioni (neutri) generati dalle interazioni dei protoni con il materiale interstellare devono avere una distribuzione in energia diversa da quella dei gamma prodotti dagli elettroni (via bremsstrahlung e Compton inverso). La conferma che questo avviene è stata finalmente trovata osservando le SNR IC433 e W44 che distano dalla terra circa 5000 e 10000 anni luce, concentrandosi sulla emissione nella regione sub-GeV con lo strumento principale: Fermi la prima diretta evidenza: gli spettri in energia dei gamma di IC443 e W44 misurati da FemiLAT. Importante è la regione di energia 60 MeV-2 GeV dove le osservazioni (linea continua nell'area grigia) appaiono più basse di quelli predetti da altri meccanismi di produzione di gamma da perdita di energia di elettroni accelerati alla sorgente. Le osservazioni ad energie > 2 TeV sono da MAGIC e VERITAS.

(a)

Figura 75 - 1947

nel 1946 J Weyssenhoff, professore della Jagellonian Uniwersity di Cracovia invitò la Cosmic Ray Commission of the Union of Pure and Applied Physics (IUPAP) a partecipare ad una conferenza sui RC offrendosi di organizzarla. La conferenza ebbe luogo a Cracovia nel 1947 e fu la prima di una serie che con scadenza biennale è arrivata alla 33a edizione (Rio de Janeiro, 2013)

nella foto 75a i partecipanti alla 1a ICRC in prima fila P.Blackett, J.Blaton, J.A Wheeler e W.Heitler.

(b)

nella foto 75b in prima fila (seduti) P.Fleury, M.Forro, J. Clay and P.Blacket; (in piedi) W.Heitler, J.A.Wheeler; n seconda fila: J.Weyssenhoff, L.Janossy e L.Leprince-Ringuet

Figura 76 - 2011

foto della 32a ICRC a Beijing con circa 1000 partecipanti