Raggi cosmici galattici e Supernova Remnants

I raggi cosmici, rivelati in modo continuo sulla Terra, provengono da sorgenti nella nostra Galassia, finché le energie sono al di sotto di 1015-1018 eV. Questo deriva dal fatto che il Sole e, per deduzione, le stelle simili al Sole accelerano solo sporadicamente particelle ad energie che permettono la loro individuazione sulla Terra, mentre i raggi cosmici ad energie superiori ai limiti di cui sopra non sarebbero confinati nella nostra Galassia. Anche le misure delle abbondanze di elementi diversi all’interno della popolazione dei raggi cosmici rilevati sulla Terra supportano un origine galattica. Le possibili regioni d’accelerazione sono le supernovae e le loro remnants, le quali guidano potenti onde d’urto.

Non è facile individuare le regioni da cui i raggi cosmici provengono, visto che le particelle cariche non si propagano lungo traiettorie rette. Noi localizziamo le stelle, perché la loro luce proviene da una determinata direzione del cielo. Sappiamo che i raggi cosmici ad energie fino a 1010 eV (10 GeV) possono venire occasionalmente dal Sole, seguendo le linee del campo magnetico interplanetario. Ma il continuo flusso di raggi cosmici fino a 1019 eV arriva sulla Terra da ogni direzione del cielo. Ciò è dovuto al fatto che particelle cariche viaggiano nella nostra Galassia lungo linee dil campo magnetico turbolento. Come risultato, i raggi cosmici sono diffusi, come le molecole in un gas caldo, e alle energie rilevanti per le misure dei neutron monitors, la loro direzione di marcia originale è completamente annullata.

Dato le modeste energie delle particelle più energetiche provenienti dal Sole rispetto alle energie anche oltre 1020 eV dei raggi cosmici più energetici, è chiaro che la maggior parte dei raggi cosmici non può essere accelerato in normali stelle come il sole. Alcune speciali condizioni in eventi in cui grandi quantità di energie vengono rilasciati, devono essere l'origine dei raggi cosmici ad alta energia.

In questa pagina ci limitiamo alle energie delle particelle che possono essere osservate con i neutron monitors a terra e quindi discuteremo di raggi cosmici galattici. I raggi cosmici galattici possono avere energie molto al di sopra di quelle osservabili con i neutron monitors e attualmente si ritiene che i protoni fino a 1015 eV provengono dalla nostra galassia, così come gli ioni fino ad una energia un migliaio di volte più alta.

I raggi cosmici ad energie ancora più elevate sono un argomento estremamente interessante ed il loro studio è affrontato con nuovi strumenti particolarmente efficaci. Maggiori informazioni possono essere trovate, per esempio, sui siti web delle collaborazioni dei telescopi Auger e TAL.

Dove i raggi cosmici sono accelerati?

L'accelerazione di particelle cariche alle onde d'urto


Dove i raggi cosmici sono accelerati?

Come già è stato detto, l’accelerazione delle particelle solari a energie fino a 10 GeV è stato osservato, ma in modo sporadico. L'impatto dei raggi cosmici sulla Terra, tuttavia, è continuo e quindi la maggior parte dei raggi cosmici non può venire dal Sole o da stelle di tipo solare.

Indicazioni dall’abbondanza degli elementi

Un altro motivo per ritenere che la maggior parte dei raggi cosmici provengono da una certa distanza è suggerita dalla abbondanze dei diversi elementi chimici nei raggi cosmici.

Questa figura (http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/cosmic_rays.html) mette a confronto le abbondanze dei raggi cosmici misurate con i satelliti vicino alla Terra (linea blu) con le abbondanze medie degli elementi nel sistema solare (barre rosse). L'asse orizzontale indica il numero di protoni nel nucleo ed il simbolo del corrispondente elemento chimico è osservato nella parte superiore del diagramma. Le abbondanze sono espresse rispetto a quella del silicio Si: per un nucleo di Si (14 protoni) ci sono più di un milione di nuclei di H (1 protone) e 100 del Fe (26 protoni).

Per la maggior parte degli elementi le abbondanze relative nei raggi cosmici e le abbondanze medie nel sistema solare sono simili. Ciò non significa che i raggi cosmici provengono dal sistema solare, perché le abbondanze stesse del sistema solare sono simili alle abbondanze complessive degli elementi nella nostra Galassia ed altre. Comunque ci sono anche differenze: i nuclei leggeri di idrogeno (H) ed elio (He) sono meno abbondanti nei raggi cosmici che nel sistema solare e questo può essere una conseguenza del processo di accelerazione. Due gruppi di elementi sono relativamente più abbondanti nei raggi cosmici rispetto alla media presente nell'Universo: gli elementi leggeri litio (Li), il berillio (Be) e boro (B), che comprendono da 3 a 5 protoni, e gli elementi pesanti con protoni da 21 a 25 (scandio Sc, titanio Ti, vanadio V, Cr cromo, manganese Mn).

Perché queste specie di particelle sono così più abbondanti nei raggi cosmici rispetto alla media nell'Universo? Si noti che per entrambi i gruppi vi sono elementi abbondanti che sono leggermente più pesanti: C, N, O per il gruppo di elementi leggeri, Fe e altri per il gruppo di elementi pesanti. Questo suggerisce una spiegazione per la sovrabbondanza nei raggi cosmici: la maggior parte dei nuclei dei raggi cosmici Li-B e SC-Mn non facevano parte della popolazione inizialmente accelerata, ma erano stati creati dalle collisioni delle particelle, originariamente accelerate, con i nuclei circostanti nello spazio interstellare. Le collisioni distruggevano i nuclei più pesanti e creavano frammenti energetici - le specie di raggi cosmici sovrabbondanti. Questa interpretazione richiede a sua volta che i raggi cosmici devono avere attraversato una quantità minima di materia nel loro cammino dalla loro sorgente a noi, e noi possiamo dedurne la loro età e la distanza di attraversamento: la distanza percorsa non è la stessa per ogni specie di raggi cosmici, ma in media risulta essere più grande della nostra Galassia. Poiché i raggi cosmici subiscono un percorso complesso in campi magnetici galattici turbolenti, questo risultato è coerente con un'origine di protoni dei raggi cosmici fino a 1015 eV e ioni forse fino a 1018 eV nella nostra Galassia.



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Supernovae e onde di shock

Noi dobbiamo quindi cercare nella nostra Galassia gli episodi violenti per identificare l'origine dei raggi cosmici. Un caso estremo di rilascio di energia nella nostra Galassia è una supernova: il collasso di una stella massiva, alla fine della sua vita, quando non ha né più mezzi per mantenere il suo equilibrio, né la possibilità di generare energia attraverso la fusione nucleare al suo interno. Quando il nucleo di una stella implode, i suoi strati esterni, che contengono diverse masse solari di gas, vengono espulsi a velocità enormi nello spazio interstellare. Come nel caso di un aereo supersonico nell’atmosfera terrestre, questo movimento violento di materia genera un'un'onda d'urto (shock wave). In un gas ionizzato si pensa che le onde d'urto siano efficienti acceleratori di particelle cariche. Gli shock della Supernova hanno una velocità iniziale di diverse migliaia di km / s e decelerano in decine di migliaia di anni.

Noi possiamo oggi vedere i resti di supernovae, che sono esplose in un passato più o meno lontano. Un esempio è il residuo (remnant) di una supernova dell'anno 1006: in quel tempo era molto brillante per un paio di settimane e apparì agli osservatori come una "nuova" stella. Al posto di questa stella noi oggi vediamo una nebulosa quasi sferica, rappresentata nella figura qui sopra da due immagini in scala di grigi (reverse scala di colore inversa: la gradazione scura mostra un’emissione luminosa). Le osservazioni sono state effettuate a frequenze radio (843 MHz) e raggi X (vedi http://w0.sao.ru/cats/ ~ SATR / SNR / snr_map.html).

Il resto della supernova appare con una struttura a “shell” che mostra gas riscaldato (raggi X) e elettroni di alta energia (onde radio e raggi X) intorno l'onda d'urto che si propaga nel mezzo interstellare ambiente. L'immagine a colori a destra mostra una combinazione di mappe più recenti dell'oggetto, combinando osservazioni a raggi X dal telescopio Chandra (blu) con diverse immagini ottiche (giallo, arancione, azzurro chiaro) e una immagine radio (red). Da http://chandra.harvard.edu/photo/2008/sn1006c/.

Cosa ci dicono queste immagini circa le particelle cariche energetiche? Dalle osservazioni a frequenze diverse sappiamo che l'emissione radio e parte dei raggi X sono radiazione di sincrotrone. La radiazione di sincrotrone viene da elettroni di energia molto elevata o positroni che ruotano intorno alle linee di campo magnetico. La frequenza di questa radiazione è più alta, maggiore è l'energia della particella. Dalla nostra conoscenza del meccanismo di sincrotrone e dai campi magnetici interstellare si deduce che gli elettroni che emettono onde radio a 843 MHz hanno energie di pochi GeV (109 eV). I raggi X sono onde elettromagnetiche a frequenze molto più alte di quelle delle emissioni radio. Così le energie degli elettroni o positroni emittenti devono essere molto più alte di quelle che emettono le onde radio. L'emissione di raggi X rivelano elettroni con energie alte quanto 1014 eV.

Così le “supernova remnants” sono chiaramente le sorgenti di elettroni ad alta energia nella popolazione dei raggi cosmici. Ma che dire di protoni e nuclei? Sfortunatamente per essi abbiamo molto meno indicazioni dalle radiazioni elettromagnetiche. Protoni e nuclei emettono una radiazione attraverso le interazioni nucleari e la più evidente indicazione sono i raggi gamma emessi nel decadimento dei pioni neutri. I pioni neutri sono particelle instabili; essi sono prodotti quando un protone di alta energia colpisce un protone o un nucleo del mezzo interstellare. Il pione neutro decade quasi immediatamente in raggi gamma in un intervallo di energie attorno a 67 MeV misurato nel sistema di riferimento in cui il pione è a riposo. Se il pione che decade si muove a grandi velocità, l'emissione può essere vista ad energie del fotone molto più elevate, le quali si estendonoi nell’intervallo del TeV (1012 eV).

Comunque questa emissione, se esiste, è nascosta all'interno di diversi tipi di radiazione di elettroni energetici. La rete di telescopio HESS in Namibia ha visto una emissione estesa a raggi gamma di altissima energia raggi (superiori a 100 GeV), che è attribuito a protoni e nuclei dei raggi cosmici. L'identificazione dello spettro di raggi gamma dal decadimento del pione rappresenta l’obiettivo chiave del progetto per il nuovo telescopio FERMI.



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L'accelerazione di particelle cariche in un’onde d'urto

Un onda d'urto (shock wave) agisce su una particella carica come una racchetta da tennis agisce sulla palla: se il giocatore colpisce la palla con un rapido passaggio in avanti della racchetta, la palla si rifletterà con una velocità elevata, superiore alla velocità con cui è arrivata. La palla è stata quindi accelerata.

In un onda d'urto all’interno di un gas ionizzato e magnetizzato, la particella viene riflessa, perché il campo magnetico è compresso e intensificato dietro l’onda d’urto. La riflessione della particella è simile alla riflessione nella magnetosfera della Terra, che impedisce ai raggi cosmici di bassa energia di entrare nell'atmosfera. Nel caso della magnetosfera, la particella carica incontra un oggetto che è praticamente a riposo. La particella è riflessa con la stessa velocità con la quale incontrava la magnetosfera - proprio come faceva il giocatore di tennis quando non muoveva la racchetta colpita dalla palla. Ma l'onda d'urto non è statica, poiché essa si allontana dalla stella sorgente nello spazio interstellare. Dopo la riflessione da questo shock viaggiante la particella ha una velocità maggiore rispetto a prima - la particella carica è stata accelerata dall'incontro con lo shock della supernova. Un incontro unico non aumenta molto l'energia, ma quando la particella incontra molti shock o più volte lo shock stesso, essa può essere accelerata a notevoli energie. Questa è l'idea attuale di come protoni e nuclei sono accelerati fino a energie di circa 1015-1018 eV, cioè l’intervallo del ginocchio, “knee”, dello spettro dei raggi cosmici.

L'energia limite al quale le particelle possono essere accelerate dipende dal tempo impiegato e dalla capacità del mezzo di riflettere le particelle energetiche dietro allo shock così che loro possano subire un urto supplementare. Le onde d’urto della Supernova si evolvono: sono forti per un certo tempo, ma a poco a poco perdono la loro intensità, allorché si propagano nel mezzo interstellare e accelerano le particelle. È per questo che i ricercatori ritengono che i protoni dei raggi cosmici ad energie ben al di sopra di 1015 eV e gli ioni al di sopra 1018 eV hanno bisogno di un acceleratore più potente che non è disponibile nella nostra Galassia.

Vedi anche http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/features/topics/snr_group/cosmic_rays....



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