I raggi cosmici e la Terra

Nel loro cammino verso la Terra i raggi cosmici incontrano il campo magnetico della Terra e, se riescono ad andare oltre, l'atmosfera. Il campo magnetico è configurato da correnti elettriche nel centro della Terra e dal vento solare. Raggi cosmici provenienti dall'esterno saranno sottoposti nel campo magnetico a traiettorie complicate e, se la loro energia è troppo bassa, possono anche non accedere nell’atmosfera,. Il filtro fatto dalla magnetosfera ci dà la possibilità, utilizzando neutron monitors in luoghi diversi, di ricavare gli spettri e le direzioni di arrivo dei raggi cosmici.

Quando un raggio cosmico entra nell'atmosfera terrestre, incontra atomi e molecole, in particolare azoto e ossigeno. Le collisioni creeranno particelle secondarie di diverse energie. Alcune di esse possono raggiungere il suolo, dove è possibile misurarle e quindi dedurre le proprietà dei raggi cosmici primari. I neutron monitor sono un tipo di strumenti che utilizzano questa tecnica.


Raggi cosmici e la magnetosfera

La magnetosfera terrestre

La Terra ha un campo magnetico, che è generato da correnti elettriche nel suo nucleo. Se la Terra fosse localizzata in uno spazio vuoto, il campo magnetico al di fuori sarebbe simile a quello di un magnete, un dipolo, che si trova un po’ fuori dal centro della Terra, e inclinato rispetto al suo asse di rotazione. Questa foto effettivamente descrive il campo magnetico fino a una certa distanza di circa cinque raggi terrestri dal centro. Ma la Terra è esposta al flusso continuo di particelle cariche del vento solare. Questo flusso comprime le linee del campo magnetico sul lato verso il Sole della Terra, e si estende in una lunga coda magnetica sul lato notte. Le linee di campo sono le linee spesse di azzurro chiaro nella Figura (da http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=2569). Esse formano un sistema quasi chiuso intorno a cui il vento solare fluisce, come indicato dalle linee chiare. La cavità che il campo magnetico della Terra crea nel vento solare si chiama la magnetosfera (si noti che l'inclinazione del dipolo della Terra non è rappresentato in figura).

Il confine della magnetosfera sul lato verso il Sole si trova ad una distanza di 10-12 raggi terrestri dal centro della Terra, mentre la coda della magnetosfera si estende almeno oltre 100 raggi terrestri nella direzione anti-Sole, come fosse un cilindro con diametro di 60 raggi terrestri. Questa configurazione è determinata dal flusso del vento solare. Il corpo della Terra fa la sua rotazione giornaliera per quanto riguarda la magnetosfera, in modo che noi abbiamo il confine verso il Sole della magnetosfera sopra le nostre teste al mezzogiorno locale, e guardiamo in direzione della coda (tailward) a mezzanotte. Poiché l'asse di dipolo della Terra è inclinato rispetto al suo asse di rotazione, il campo magnetico varia in modo complesso ad una posizione geografica fissata, anche quando le condizioni del vento solare sono stabili. Le variazioni del vento solare introducono ulteriori modifiche, come vedremo in seguito.

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Particelle cariche e campi magnetici

Una particella elettricamente carica è deviato da un campo magnetico. La forza magnetica è perpendicolare sia alla linea del campo magnetico che alla velocità della particella. Quindi, se abbiamo una linea retta di campo magnetico e una particella carica che si propaga lungo la linea di campo, nessuna forza sarà esercitata. Ma se la particella si propaga in un piano perpendicolare alla linea di campo, essa seguirà un'orbita circolare. Nel caso generale, in cui il protone ha un movimento sia parallelo che perpendicolare alla linea di campo magnetico, la sua traiettoria sarà la combinazione di un moto uniforme lungo il campo magnetico e di un moto circolare perpendicolare ad esso. Questa è una traiettoria elicoidale.

Il disegno schematico mostra come un protone orbita attorno a una linea del campo magnetico. Il raggio della sua orbita circolare dipende dal campo magnetico e dall'energia della particella: più forte è il campo magnetico e più debole l'energia della particella, allora tanto minore è il raggio della sua orbita. Se il campo magnetico è debole o l'energia delle particelle molto alta, la particella ignorerà il campo magnetico e si propagherà lungo una linea retta. Gli elettroni sono soggetti alla forza magnetica, ma a causa della loro carica negativa girano in senso opposto ai protoni. Inoltre, a causa della loro massa più piccola, il raggio della loro orbita è più piccolo di quella del protone.

Per una descrizione matematica, guarda qui. Se volete vedere come i campi magnetici formano le traiettorie delle particelle cariche, provate a giocare a bowling a http://www.spaceweathercenter.org/amazing_plasmas/01/magnetobowling.html.

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Particelle cariche e la magnetosfera terrestre

Possiamo usare il ragionamento di cui sopra per capire come le particelle dei raggi cosmici si comportano quando si avvicinano alla magnetosfera terrestre. Questo disegno schematico mostra la Terra vista da un osservatore al di sopra del polo nord. Non abbiamo bisogno di prendere in considerazione le particolarità del campo magnetico della Terra per una prima comprensione di come esso influisca sui raggi cosmici. In questa figura il campo magnetico, rappresentato dai cerchi blu, punta fuori del piano del disegno, verso lo spettatore. Per rendere più semplice il ragionamento, assumiamo che la particella dei raggi cosmici viaggia attraverso lo spazio vuoto, senza alcun campo magnetico, finché incontra la magnetosfera a una certa distanza dalla Terra. Naturalmente vi è un certo campo magnetico nello spazio interplanetario, ma è molto più debole di quello della magnetosfera, e non lo prenderemo in considerazione.

Ci sono tre tipi di orbite, a seconda della energia della particella incidente:

  • Se il protone dei raggi cosmici incidente ha una energia molto elevata, esso viaggerà lungo una linea quasi retta verso il basso dell'atmosfera.
  • Se esso ha una energia troppo debole (E< E0), la sua traiettoria sarà curvata dal campo magnetico in un semicerchio con un piccolo raggio tale che il protone non raggiungerà l'atmosfera. Seguirà metà dell’orbita intorno alla linea di campo e quindi si troverà di nuovo al di fuori della magnetosfera. Ciò significa che sarà riflessa nello spazio interplanetario.
  • Ad energie intermedie le particelle raggiungono l'atmosfera, lungo un percorso curvo. Se la curvatura è più forte, minore è l'energia - sotto la soglia geomagnetica cutoff geomagnetic E0 in cui nessuna particella ottiene l'accesso verso l'atmosfera.

Ciò che effettivamente accade dipende dalla latitudine e dall'inclinazione al quale il raggio cosmico incontra la magnetosfera: attorno ai poli c’è una piccola regione in cui le linee del campo magnetico sono più o meno radiali. Se la particella viene lì radialmente, avrà libero accesso nell'atmosfera. Se incontra la magnetosfera nel piano equatoriale, essa interagisce con il campo magnetico dove la sua schermatura è più efficace, e la l'energia di taglio E0 più alta. Particelle con energie appena al di sopra del valore soglia potrebbero avere un'orbita molto complessa prima di raggiungere l'atmosfera. La Figura (codice MAGNETOCOSMICS, L. Desorgher, Univ.. Bern) mostra traiettorie calcolate al computer per diverse energie, che si riducono da quelle indicate con (1) a quelle con (5). L’ultima curva illustra le traiettorie magnetosferiche complesse di particelle vicine alla soglia geomagnetica.

Le complesse traiettorie delle particelle nella magnetosfera devono essere prese in considerazione nell’interpretazione delle misure dalla Terra di particelle cariche: strumenti come i neutron monitors contano tutte le particelle sopra la soglia E0 definita dalla loro posizione e dallo stato del campo geomagnetico. Le particelle più importanti sono quelle, che incidono verticalmente in cima alla atmosfera. Particelle che incidono ad un certo angolo producono meno secondari rilevati a terra; questo perché esse hanno un percorso più lungo attraverso l'atmosfera e quindi maggiomente assorbite. Il disegno mostra che le direzioni di arrivo delle particelle fuori della magnetosfera in un determinato punto al top dell'atmosfera dipendono dalla loro energia: minore è l'energia, più lontana è la direzione originale da quella radiale locale. Nel piano equatorialea secondo della diminuzione dell’energia, le particelle arrivano da una direzione sempre più ad est,. Una discussione più dettagliata delle direzioni di arrivo è dato in here.

Una mappa delle energie di cutoff, come calcolata in tempo reale presso l'Università di Berna (http://cosray.unibe.ch/) è mostrato in questa Figura. La gradazione rossa ai bordi della mappa riguarda le regioni in cui i protoni con energia di sotto di 125 MeV possono penetrare l'atmosfera (a 20 km dal suolo), mentre le energie superiori a 15 GeV (colore verde all'interno del contorno chiuso) sono richieste nelle regioni equatoriali sopra l’Asia meridionale. I contorni di energia di soglia uguale sono curvati, perché l'asse del campo magnetico terrestre è inclinato rispetto all'asse di rotazione. Nel complesso si nota che più ci si avvicina all'equatore magnetico, maggiore è l'energia minima richiesta per i raggi cosmici di raggiungere l'atmosfera. Le energie di soglia sono più elevate all'interno del contorno chiuso sopra l'Asia meridionale, perché il dipolo della Terra si trova un po’ fuori dal centro della Terra, più vicino all’Asia meridionale che al lato opposto della Terra sopra l'Oceano Atlantico occidentale.

La magnetosfera terrestre presenta quindi due tipi di effetti che sono importanti per le osservazioni dei neutron monitors:

  • la soglia di bassa energia,
  • le direzioni di arrivo asintotiche delle particelle incidenti.

Entrambi dipendono dalla posizione geografica del neutron monitor. Combinando le osservazioni a Terra di differenti neutron monitors, possiamo perciò ricavare le informazioni sullo spettro d’energia dei raggi cosmici incidenti e sulle loro direzioni di propagazione nello spazio, prima che essi incontrino la magnetosfera terrestre.


La magnetosfera variabile

Abbiamo visto in altra parte elsewhere che il vento solare non è un flusso stazionario, ma ha una componente lenta ed una veloce, e perturbazioni supplementari di emissioni di massa coronale. Tutte queste caratteristiche influenzano la magnetosfera terrestre, poiché rendono variabile la pressione del vento solare sul campo magnetico terrestre. Mentre in tempi tranquilli il confine della magnetosfera nella zona subsolare è a circa dieci raggi terrestri dalla superfice , esso può arrivare a sei raggi terrestri quando la magnetosfera è colpita da un potente evento interplanetario. Il debole campo magnetico interplanetario, che è di solito distinto da quello della Terra, in determinate condizioni, può riconnettersi con il campo magnetico della Terra, per cui le particelle del vento solare possono penetrare nella magnetosfera. Le variazioni delle condizioni del vento solare, quindi modificano la configurazione della magnetosfera, ed anche le condizioni in cui i raggi cosmici hanno accesso nella atmosfera.

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I raggi cosmici e l'atmosfera

Quando un raggio cosmico entra nell'atmosfera terrestre, esso incontra un crescente numero di atomi e molecole, in particolare azoto e ossigeno. Prima o poi il raggio cosmico colliderà con uno di loro ed è possibile che possa interagire sia con la nube elettronica (che ha un diametro di 10-10 m per un atomo) e con il nucleo molto più piccolo (con diametro di 10-14 m).

A causa delle diverse dimensioni e del campo delle interazioni, le collisioni più frequenti riguardano la nube elettronica. Gli elettroni sono estratti dalla presenza del campo elettrico del raggio cosmico e l'atomo o la molecola vengono ionizzati. Poiché le forze elettromagnetiche agiscono su grandi distanze, la ionizzazione è frequente, ma la perdita di energia del protone incidente è minore in una interazione individuale, e non svolge alcun ruolo nella alta atmosfera.

L'impatto di un nucleone ad alta energia su un nucleo atomico

Le interazioni con il nucleo atomico creano una ricchezza di fenomeni e di nuove particelle; esse erano state scoperte attraverso lo studio dei raggi cosmici e possono ora essere riprodotte negli acceleratori di particelle di grandi dimensioni. Le interazioni nucleari hanno unascala molto piccola, paragonabile alle dimensioni del nucleo, e si verificano meno frequentemente della ionizzazione, ma incidono notevolmente sulla particella incidente e distruggono il nucleo bersaglio.

Un bel modo per visualizzare le interazioni è quello di osservare le tracce di particelle cariche in un particolare tipo di emulsione fotografica. Una particella ionizzante eccita le molecole di bromuro d'argento che incontra lungo il suo percorso. Quando la lastra fotografica è sviluppata, essa mostra la traccia della particella. Questa Figura ne è un esempio (da E. Fermi, Fisica Nucleare, fig. X.4a, University of Chicago Press, 1950). Vediamo che diverse tracce provengono da un punto, che è il nucleo bersaglio. Il nucleone primario era in questo caso un protone di energia di circa 5 GeV, che viaggia al 98% della velocità della luce. La sua traccia è la linea verticale nella metà superiore della fotografia, nominata A. Le linee sottili che puntano dal nucleo bersaglio verso il basso sono le tracce delle particelle all'interno di uno stretto cono intorno alla direzione del protone incidente di alta energia. Le tracce sono prodotte da pioni e protoni di alta energia che hanno colpito il nucleo bersaglio. Poiché sono molto veloci, le distanze tra le molecole di bromuro d'argento sensibilizzate sono grandi, e le tracce sulla fotografia sono deboli. Le tre linee nere spesse sono le tracce di protoni più lenti che vengono espulsi in direzioni arbitrarie.


Questo modello rivela due tipi di interazione:

  • Se l'energia della particella incidente è sufficientemente elevata, essa colpisce uno o due singoli nucleoni nel nucleo bersaglio. L’una e l’altra collisione espelle immediatamente i nucleoni colpiti (knock-on nucleoni), o produce un'altra particella energetica, un pione. Queste particelle lasciano il nucleo con energie che possono variare fino a l'energia della particella in arrivo. Se la collisione avviene al ‘front edge’ del nucleo, e se le particelle sono abbastanza energetiche, possono espellere ulteriori nucleoni: un mini-cascata è creata all'interno del nucleo. Queste particelle si muovono sostanzialmente nella stessa direzione della particella originale di alta energia (conservazione della quantità di moto). Tutto questo avviene molto rapidamente, in un lasso di tempo paragonabile al tempo di volo della particella incidente attraverso il nucleo (dato il diametro del nucleo, 10-14 m, e la velocità di circa 3x108 m/s, questo richiede meno di 10-22 s), ed è chiamata la cascade phase dell’ interazione.
  • Il nucleone originale dei raggi cosmici o dei suoi frammenti che rimangono all'interno del nucleo ancora hanno ancora una certa energia dopo la collisione iniziale, che loro condividono con i componenti del nucleo residuo. Il nucleo bersaglio (compound nucleus) è quindi in uno stato eccitato e scarica la sua energia in eccesso dopo circa 10-16 s (che è un milione di volte più lungo del tempo necessario per espellere alcune particelle durante la fase di cascata!), attraverso l'emissione di raggi gamma (radiazione elettromagnetica) o ulteriori nucleoni. L'emissione ritardata di particelle deriva dal fatto che, inizialmente, gli elementi del nucleo residuo non hanno individualmente energia sufficiente per sfuggire. Comunque essi continuano a scambiarsi energia, proprio come le molecole di un gas o di un liquido caldo scambiano energia interagendo fra di loro. A un certo momento, durante questo processo, uno degli elementi può acquisire abbastanza energia per sfuggire. Per questo nucleo leggero o nucleone si dice boil off o evaporate. I nucleoni di evaporazione evaporation nucleons lasciano il nucleo in qualsiasi direzione e la maggior parte ha energie di alcuni MeV. Questa seconda parte delle interazioni nucleari si chiama de-excitation pha o evaporation phase.

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Una cascata di raggi cosmici nell’atmosfera terrestre

Come incidente si scontra raggi cosmici di particelle, con un atomo o una molecola di aria, che produce un sacco di particelle secondarie. Se si tratta di un ioni pesanti, che saranno divisi in nuclei più leggeri, protoni, neutroni o. Tutte queste particelle continuano a muoversi verso il basso e può ancora reagire con altre molecole d'aria, se hanno abbastanza energia. Ciò genera una cascata di raggi cosmici. Il più profondo le particelle penetrano nell'atmosfera, più energia perdono. Il raggio cosmico primario deve avere un minimo di energia di circa 450 MeV per produrre un numero significativo di secondarie che può raggiungere il livello del mare. Si deve andare alle alte montagne o utilizzare aerei aerei, palloni sonda o per rilevare tracce di raggi cosmici primari di energia inferiore.

Una cascata tipica dei raggi cosmici è mostrato in figura. Il disegno schematico della cascata è da Simpson et al. (1953, Phys. Review 90, 934). Diamo uno sguardo sulle reazioni individuali dal primo impatto per l'arrivo dei prodotti di disintegrazione al suolo:

  • Tra le particelle prodotte dall'impatto dei raggi cosmici primari pagano (π±) e neutro (π0) pioni, cioè particelle con masse tra l'elettrone e il protone. Queste particelle sono instabili: pioni neutri decadono in fotoni gamma-ray (γ), che possono produrre coppie elettrone-positrone (e±); costo pioni di decadimento in muoni±), che possono anche produrre elettroni e positroni. Alcuni muoni subiscono interazioni nucleari e producono neutroni (n).
  • Un altro ramo di reazioni crea nucleoni veloci, neutroni (N) e protoni (P), con un ampio spettro di energia che si estende per l'energia del nucleone incidente. Se sono abbastanza energico, possono interagire con gli altri nuclei di aria. Ad ogni reazione, nucleoni evaporazione sono anche creati, sia neutroni (n) e protoni (p - lettere minuscole per dimostrare che si tratta di particelle di energia piuttosto bassa), con le energie di pochi MeV.

Le particelle prodotte durante questa cascata tutte interagire in modo più o meno fortemente con l'atmosfera. Muoni sono meno in grado di interagire, e sono quindi i più abbondanti secondaria raggi cosmici a livello del mare. Evaporazione protoni e neutroni collidono con i nuclei di aria, e perdono la loro energia. Protoni perde anche energia ionisations, quando rimuovere elettroni dagli atomi atmosferici, ma i neutroni non sono in grado di ionizzare. Quindi protoni subiscono forti perdite di energia in aria di neutroni, e sono, a energie inferiori al 2 GeV, molto meno abbondante a livello del mare di neutroni.

Le onde elettromagnetiche e gli elettroni sono la terza componente dei raggi cosmici che possono essere osservati da terra.

Ground-based rilevatori di raggi cosmici possono essere suddivisi in sottogruppi a seconda delle componenti che misura: Nucleonic (protoni e neutroni), mesone (muoni) ed elettromagnetiche (fotoni, elettroni, ecc) i componenti. Monitor di neutroni rilevare soprattutto la componente Nucleonic, cioè N e P, attraverso la loro produzione di neutroni ulteriormente il produttore di piombo. N nucleoni evaporazione e p prodotta nell'atmosfera intorno al monitor di neutroni viene impedito di entrare nel rivelatore.

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