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I raggi cosmici in breve

L'Osservatorio Pierre Auger

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I raggi cosmici in breve

I raggi cosmici sono come una pioggia dallo spazio, che cade continuamente sulla terra. Sono prevalentemente i nuclei degli elementi comuni, dall'idrogeno all'uranio, con energie che vanno da ~1 GeV (109 eV) a oltre 100 EeV.
Alle loro massime energie, i raggi cosmici hanno una velocità vicina a quella della luce e sono oltre dieci milioni di volte più energetici di qualsiasi cosa gli esseri umani abbiano mai prodotto, anche con il più grande e potente acceleratore di particelle costruito al CERN, il Large Hadron Collider ( LHC ).
I raggi cosmici sono stati scoperti nel 1912, e sono stati utilizzati durante gli anni '30 e '40 per fare alcune delle prime scoperte di particelle elementari, fornendo informazioni sulla natura del mondo subatomico prima che gli acceleratori di particelle ad alta energia fossero inventati. Lo studio dei raggi cosmici ha portato alla scoperta di numerose particelle, alcune delle quali erano previste dalla teoria, come il positrone, la prima particella di antimateria, e altre che erano inaspettate, come il kaone e il muone.

Unità di energia nella fisica delle particelle

Un elettronvolt (eV) è la quantità di energia cinetica guadagnata da un singolo elettrone che accelera da fermo attraverso una differenza di potenziale elettrico di un volt nel vuoto.
1 eV = 1.6 x 10-19 J
1 GeV = 109 eV
1 TeV = 1012 eV
1 PeV = 1015 eV
1 EeV = 1018 eV
L'energia cinetica di una zanzara è ~1 TeV

Spettro dei raggi cosmici

Mentre alle energie più basse, i raggi cosmici hanno origine all'interno del nostro sistema solare, prodotti da eventi esplosivi sul Sole, come brillamenti ed espulsioni di massa coronale, alle energie più alte essi provengono da più lontano. Man mano che la loro energia aumenta, la posizione della fonte nell'Universo cambia, dall'interno della nostra Galassia ad altre galassie. Alcuni raggi cosmici galattici si pensa siano generati da onde d'urto da stelle che esplodono chiamate supernovae. Le fonti dei raggi cosmici di più alta energia sono extragalattiche, dove oggetti fenomenali, come buchi neri supermassicci, o esplosioni di raggi gamma, o galassie starburst, gli oggetti più luminosi dell'universo, possono essere in grado di sollevare i raggi cosmici a tali energie. Gli scienziati continuano a cercare l'origine dei raggi cosmici. Usano diversi tipi di strumenti a seconda dell'energia che stanno studiando. Se si disegna il flusso dei raggi cosmici (cioè, la portata per unità di superficie, di angolo solido, di tempo e di energia) in funzione dell'energia, come illustrato in figura 1 dalla linea blu, si può chiaramente vedere che diminuisce drasticamente all'aumentare dell'energia. I raggi cosmici di energia inferiore (bande gialla e ciano) sono misurati direttamente inviando rivelatori ad altezze superiori alla maggior parte dell'atmosfera terrestre, utilizzando palloni aerostatici o satelliti ad alta quota. Per i raggi cosmici ad alta energia (banda magenta e superiori), invece, dato il tasso molto ridotto, l'atmosfera terrestre viene sfruttata per effettuare rilevazioni. Questo permette l'osservazione indiretta dei raggi cosmici attraverso il rilevamento della pioggia di particelle, chiamati sciami atmosferici estesi, che producono nell'aria.

Zoo di particelle

Un fotone è la più piccola quantità discreta di radiazione elettromagnetica. È l'unità di base di tutta la luce.
Un elettrone, e-, è una particella subatomica caricata negativamente. Può essere libero (non attaccato ad alcun atomo) o legato al nucleo di un atomo.
Un positrone, e+, è la controparte antimateria dell'elettrone. Ha la stessa massa di un elettrone ma è caricato positivamente. Quando un positrone si scontra con un elettrone, avviene l'annichilazione. Se questa collisione avviene a basse energie, risulta nella produzione di due fotoni.
Un muone, μ,, è una particella elementare, come un elettrone, ma è 200 volte più pesante. Esiste in forme negative e positive. A differenza dell'elettrone, è instabile e decade in altre particelle. A riposo la sua vita media è di ~2 μs.
Un pione, π, è una combinazione di quark up e down e di antiquark, le forme più elementari della materia che compongono la particella più pesante. I pioni possono essere positivi, negativi o neutri e hanno una massa circa 270 volte quella dell'elettrone. I pioni carichi decadono più spesso in muoni e neutrini muonici, mentre i pioni neutri decadono generalmente in due fotoni ad alta energia. A riposo la vita media è di ~26 ns per i pioni carichi e di 8.4 × 10-17 s per i pioni neutri.

Gli sciami atmosferici estesi in breve

Uno sciame atmosferico esteso si verifica quando un raggio cosmico primario in rapido movimento colpisce un nucleo di ossigeno o azoto in alto nell'atmosfera, creando una violenta collisione. Da queste collisioni emerge una varietà di particelle: alcune sono frammenti nucleari e altre sono particelle meno conosciute, chiamate mesoni, come pioni e kaoni. Questi non sono costituenti della materia con cui abbiamo normalmente a che fare: sono particelle instabili che vivono solo brevemente. Quando decadono, vengono generate altre particelle, tra cui muoni, neutrini e fotoni.

Immagine di una cascata di particelle, o sciame, vista in una camera a nebbia a 3027 m di altitudine. La sezione trasversale della camera a nubi è di 0,5 × 0,3 m2 e gli assorbitori di piombo hanno uno spessore di 13 mm ciascuno [Fretter, 1949].

Questi ultimi producono elettroni e anti-elettroni (positroni). Questi a loro volta irradiano fotoni, che producono altri elettroni (e positroni), e così via. Una cascata si sviluppa così mentre questo processo si ripete per molte volte nell'atmosfera. Il numero di particelle continua ad aumentare, fino a quando l'energia degli elettroni e dei positroni secondari è troppo bassa perché le cascate possano svilupparsi ulteriormente. Questo succede quando il numero di particelle nella cascata raggiunge il suo massimo, dopo di che inizia ad attenuarsi. Un esempio di cascata è mostrato nella figura a lato, dove le sottili linee bianche sono le tracce delle particelle. Qui la traccia in arrivo è quella di un protone di circa 10 GeV che produce una pioggia di altre particelle quando collide con nuclei di piombo negli strati visibili come bande nere orizzontali. La pioggia inizia ad attenuarsi dopo aver superato il quinto strato dopo la prima interazione. Le particelle sono qui visualizzate usando uno strumento, chiamato 'camera a nebbia di Wilson', dove l'alcool evaporato si condensa sugli ioni lasciati nel gas della camera dalle particelle cariche. Le cascate di raggi cosmici sono simili, anche se molto più ricche di particelle e di dimensioni molto più grandi. Nella camera a nebbia, l'estensione laterale dello sciame è su un'area di pochi centimetri quadrati, mentre in aria va da decine di metri a decine di chilometri, a seconda dell'energia del raggio cosmico primario. La diffusione dello sciame è dovuta, da un lato, alla dispersione degli elettroni e dei fotoni mentre viaggiano attraverso l'atmosfera e, dall'altro, all'emissione di pioni e muoni a diversi angoli dalla direzione del primario. L'atmosfera serve quindi ad amplificare il numero di particelle e a diffonderle su una vasta area in modo che lo sciame possa essere registrato a terra usando pochi rivelatori distribuiti in modo strategico. Le particelle della cascata viaggiano un fronte compatto, come un disco gigante, con il numero di particelle che diminuisce bruscamente dalla regione centrale verso i bordi. Il fronte di particelle è spesso alcuni metri nel centro e può essere spesso centinaia di metri ben lontano dal centro. Il video qui sotto mostra una visione artistica di una cascata che si sviluppa fino a quando le sue particelle colpiscono una serie di rivelatori sparsi sul terreno.
Anche se questi rivelatori catturano solo una frazione delle particelle dello sciame, e solo ad un livello di sviluppo, i ricercatori sono ancora in grado di ricostruire la forma e la dimensione dello sciame, e da questi, risalire alle caratteristiche del raggio cosmico primario, come la direzione e l'energia. Le particelle della cascata irradiano anche durante la loro discesa nell'atmosfera. Una debole luce viene prodotta, da una radiazione Cherenkov o di fluorescenza. Gli sciami atmosferici possono anche generare impulsi rilevabili di radiazione elettromagnetica a frequenze radio, grazie alla loro interazione con il campo magnetico della Terra. Per rendere più preciso il processo di ricostruzione degli sciami, i ricercatori usano quindi spesso, insieme a schiere di rivelatori di particelle, specchi e fotosensori per 'fotografare' il passaggio della leggera scia luminosa dello sciame, e antenne radio per 'ascoltare' i segnali radio degli sciami.

L'Osservatorio Pierre Auger


Situato nella vasta pianura conosciuta come la Pampa Amarilla (prateria gialla) nell'Argentina occidentale, l'Osservatorio Pierre Auger è utilizzato per studiare i raggi cosmici di più alta energia. Oltre ad essere estremamente energetiche, queste particelle sono anche estremamente rare.

Quelle che hanno energie superiori a 1020 eV (equivalenti all'energia cinetica di una palla da tennis che viaggia a 85 km all'ora, ma concentrata in un solo nucleo!), hanno un tasso di arrivo stimato a meno di 1 per chilometro quadrato al secolo! Per registrare un gran numero di questi eventi eccezionali, l'Osservatorio Auger copre un'area di circa 3000 km2,, che è la dimensione dello stato di Rhode Island (USA), o un po' più grande del paese di Lussemburgo. Questo lo rende il più grande rivelatore di raggi cosmici del mondo. Se volete confrontare l'area coperta dall'Osservatorio con una regione che vi è più familiare, provate a sovrapporla a qualsiasi luogo sulla Terra, utilizzando la versione dedicata di Google maps come nell'esempio mostrato sopra.
Più alte sono le energie dei raggi cosmici, più grandi sono le dimensioni degli sciami atmosferici estesi risultanti che creano. Per dare un'idea, l'impronta al suolo di una cascata generata da un raggio cosmico con un'energia di 10^19 eV copre un'area di circa 10 km2, 250 volte più grande di quella di un tipico stadio di calcio internazionale. Per rilevare sciami così estesi, è necessaria una grande distanza tra i rivelatori: all'Osservatorio Auger, 1660 rivelatori sono disposti su una griglia triangolare con una distanza di 1,5 km. Un rivelatore è mostrato nella fotografia adiacente, con le Ande sullo sfondo.

Una stazione dell'rivelatore di superficie.


Ogni rivelatore è costituito da un serbatoio che, completamente buio all'interno, contiene 12.000 litri di acqua. Il video qui sotto mostra una visione artistica di ciò che accade quando le particelle cariche di una pioggia d'aria di raggi cosmici vi passano attraverso. Poiché viaggiano più velocemente della velocità della luce nell'acqua, producono luce Cherenkov che viene vista da tre fotosensori che osservano il volume d'acqua dall'alto. La luce viene convertita in un segnale digitale utilizzando un sistema elettronico dedicato montato sul serbatoio, e alimentato da pannelli solari. Quando almeno tre serbatoi sono colpiti simultaneamente da una pioggia, i segnali digitali contenenti i dettagli del tempo in cui la pioggia è arrivata e le dimensioni del segnale sono trasmessi al centro dati nella vicina città di Malargüe per mezzo di un collegamento radio.

Pierre Victor Auger

Pierre Victor Auger (14 maggio 1899 - 25 dicembre 1993) era un fisico francese, nato a Parigi. Ha lavorato nei campi della fisica atomica, della fisica nucleare e della fisica dei raggi cosmici e ha avuto ruoli importanti nella creazione dell'UNESCO e del CERN. È famoso per essere uno degli scopritori dell'effetto Auger. Nel suo lavoro con i raggi cosmici, Auger estese il lavoro precedente in Germania, scoprendo che c'erano coincidenze tra i contatori Geiger anche quando erano distanti 300 metri. Le coincidenze temporali a tale distanza lo portarono a concludere che le energie primarie delle particelle primarie (pensava che dovessero essere elettroni) era ~1015 eV.
[Rev. Mod. Phys. 11, 288 -1939].

Alcuni sciami possono colpire diverse decine di stazioni di rivelazione allo stesso tempo!
Uno di questi grandi eventi è mostrato nella mappa dell'Osservatorio, dove si può vedere la disposizione completa dell'array di superficie (ogni punto è un rivelatore). I punti colorati corrispondono a quelli che sono stati colpiti dalla pioggia di particelle. I buchi visibili nella mappa dell'array sono dovuti a difficoltà con i proprietari terrieri locali. È indicata anche la città di Malargüe, dove si trova la sede dell'Osservatorio. I 4 quadrati al confine della matrice sono quattro edifici (Los Leones, Coihueco, Loma Amarilla, Los Morados), ognuno dei quali ospita 6 telescopi utilizzati per osservare, nelle notti chiare e buie, la luce di fluorescenza prodotta dagli sciami.

Mappa dell'Osservatorio Pierre Auger e impronta di uno sciame atmosferico esteso che colpisce le stazioni del rivelatore di superficie (vedi testo).

Emissione Cherenkov e luce di fluorescenza

Il fisico russo Pavel Cherenkov scoprì nel 1934 che quando una particella carica passa attraverso un mezzo dielettrico a una velocità superiore a quella della luce in quel mezzo, genera uno spettro continuo di luce emessa lungo il suo percorso. Un'analogia acustica è l'onda d'urto prodotta quando un aeroplano vola più veloce della velocità del suono. Il rivelatore usato nell'array di superficie dell'Osservatorio Auger sfrutta l'effetto Cherenkov in acqua. Circa 250 fotoni/cm sono emessi alla lunghezza d'onda visibile. La fluorescenza è l'emissione di luce da parte di una sostanza che ha assorbito la luce o altre radiazioni elettromagnetiche. Le particelle cariche in uno sciame atmosferico interagiscono con l'azoto atmosferico e l'ossigeno, causando l'emissione di luce ultravioletta. A differenza dell'emissione Cherenkov, l'emissione di fluorescenza è isotropa e rende possibile il rilevamento della cascata a grande distanza. L'osservazione è comunque estremamente difficile, poiché rilevare uno sciame di energia ~3 × 10 18 eV a 15 km è come cercare di vedere una lampadina da 5 Watt che si muove alla velocità della luce a questa distanza.

Camera di un telescopio di fluorescenza.

Tecniche di rivelazione di raggi cosmici

I due strumenti principali dell'Osservatorio Pierre Auger si basano sulla rilevazione della luce prodotta dalle particelle dello sciame, la luce Cherenkov prodotta nei serbatoi d'acqua del rivelatore di superficie e la luce di fluorescenza atmosferica rilevata con i telescopi. Per osservare questa luce, entrambi gli strumenti utilizzano fotomoltiplicatori. Si tratta di fotosensori che sfruttano l'effetto fotoelettrico, in cui elettroni vengono emessi quando la luce colpisce un materiale. I fotomoltiplicatori rispondono anche con grande velocità e sensibilità a raffiche di luce come quelle prodotte dal passaggio degli sciami. L'elettronica veloce converte la corrente di elettroni creata dai fotomoltiplicatori in un segnale digitale, che ne facilita l'elaborazione e la memorizzazione.
Il video qui sotto mostra una visione artistica di ciò che accade quando uno sciame passa davanti a un telescopio. La luce della cascata entra nell'edificio attraverso una finestra e viene riflessa da uno specchio di 10 m2 su una 'camera' composta da 440 fotosensori. La luce prodotta dalla cascata può illuminare diversi fotosensori, formando un'immagine che si trova lungo una linea. L'Osservatorio comprende anche una batteria di strumenti che servono a monitorare lo stato dell'atmosfera. Stazioni meteorologiche e telecamere per le nuvole sono situate in ciascuno dei quattro edifici di fluorescenza. Inoltre, laser sono installati vicino ad ogni edificio e al centro dell'array: sono usati per sparare fasci nell'atmosfera che possono essere visti dai rilevatori di fluorescenza, permettendo di controllare la risposta dei telescopi.



Anche se l'Osservatorio Pierre Auger è stato concepito per rilevare i raggi cosmici delle più alte energie, possono essere effettuate anche misure di raggi cosmici a bassa energia, contando tutte le particelle che colpiscono i singoli rivelatori a terra. La maggior parte degli eventi rilevati dai singoli rivelatori sono dovuti a particelle solitarie, residui di sciami generati da raggi cosmici con energia tra 1010 eV e 1012 eV. Poiché a tali energie il flusso di raggi cosmici osservato sulla Terra è modulato dall'attività solare, l'Osservatorio è utilizzato anche per studiare lo space weather, cioè i fenomeni che avvengono nello spazio circostante la Terra, influenzati dalla variabilità del Sole su periodi che vanno dalle ore all'anno.
L'Osservatorio si trova ad un'altitudine media di circa 1400 m, tra le latitudini 35.0°S e 35.3°S e tra le longitudini 69.0°W e 69.4°W. La raccolta dei dati è iniziata il 1° gennaio 2004 con 154 rilevatori a terra e un rilevatore a fluorescenza in funzione. L'installazione è stata completata nel giugno 2008 e il funzionamento è in corso da quella data. L'Osservatorio è gestito da una collaborazione di più di 400 scienziati, ingegneri, tecnici e studenti provenienti da più di 90 istituzioni in 18 paesi. Puoi trovare ulteriori informazioni sull'Osservatorio e sulla Collaborazione sul sito web di Auger..

Set di dati

Gli Open Data dell'Osservatorio Pierre Auger consistono in tre diversi set. I dati sui raggi cosmici includono 25086 eventi misurati con l'array di rivelatori di superficie (eventi SD) e 3156 eventi ibridi, cioè sciami che sono stati registrati simultaneamente dai rivelatori di superficie e di fluorescenza (FD). I dati atmosferici comprendono le misure delle stazioni meteorologiche di temperatura, pressione, umidità e velocità del vento nel sito dell'Osservatorio. I dati scaler consistono in più di 1015 eventi registrati in modalità 'contatore di particelle', che conta le particelle che colpiscono ciascuno dei 1600 rivelatori di superficie ogni secondo. Puoi divertirti a manipolare questi dati nella sezione Esplora i dati.

Per la prima volta sono disponibili animazioni in 2-D al rallentatore dell'evoluzione dei fronti luminosi prodotti da una speciale classe di fenomeni ionosferici chiamati ELVES .

Tutti gli Open Data dell'Osservatorio hanno un DOI unico che ti viene richiesto di citare in qualsiasi applicazione o pubblicazione. Il DOI dei dataset è: 10.5281/zenodo.4487612. La Auger Collaboration non approva alcun lavoro, scientifico o di altro genere, prodotto utilizzando questi dati, anche se disponibili su questo portale o collegati ad esso.

Il dataset dei raggi cosmici consiste nel 10% degli eventi registrati dall'Osservatorio Pierre Auger che superano gli stessi criteri di qualità di alto livello che la Collaborazione Auger utilizza per le sue pubblicazioni scientifiche. I periodi di acquisizione dati si estendono da gennaio 2004 ad agosto 2018 per gli eventi SD, e da gennaio 2004 a dicembre 2017 per gli eventi ibridi.

Scarica il file riassuntivo. . Questo file include le caratteristiche degli sciami rilevati, come l'energia e la direzione di arrivo, ottenuti dalla procedura di ricostruzione utilizzata dalla Collaborazione Auger. Una descrizione di come viene ricostruito uno sciame è data di seguito.

Esplora il contenuto del file
Variable Description
idevent identification number: YYDDDSSSSSXX
- YY : last 2 digits of year
- DDD : day number between 1 and 366
- SSSSS: second of the current DAY between 0 and 86399
- XX : order of the event at the current second
Time is expressed in UTC+12h., i.e., the day starting at noon
gpstimeGPS time
sdStandard
[0,1]		1: event is used in standard SD analysis
hdSpectrum
[0,1]		1: event used for hybrid energy spectrum analysis
hdCalib
[0,1]		1: event used for hybrid energy calibration analysis
hdXmax
[0,1]		1: event used for hybrid Xmax analysis
multiEye
[0,1]		1: a multi-eye event
sd_gpsnanotime [ns]The GPS time of the event within its GPS second
sd_theta
[deg]		Zenith angle
sd_dtheta
[deg]		Uncertainty in the zenith angle
sd_phi
[deg]		Azimuth angle
sd_dphi
[deg]		Uncertainty in the azimuth angle
sd_energy
[EeV]		Energy
sd_denergy
[EeV]		Uncertainty in the energy
sd_l,sd_b
[deg]		Galactic longitude and latitude
sd_ra,sd_dec
[deg]		Right ascension and declination
sd_x,sd_y,sd_z
[m]		Coordinate of the shower core (site coordinates system)
dx,dy
[m]		Uncertainty in the coordinates of the shower core (site coordinates system)
sd_easting,sd_northing,sd_altitude
[m]		Eastward-,northward-coordinate and altitude of the shower core (UTM coordinates system)
sd_R
[m]		Radius of curvature of the shower
sd_dR
[m]		Uncertainty in the radius of curvature of the shower
sd_s1000
[VEM]		Expected signal at 1000 m from the core, S(1000), used as estimator of the energy
sd_ds1000
[VEM]		Uncertainty in S(1000)
sd_s38
[VEM]		Signal produced at 1000 m by a shower with a zenith angle of 38 deg
sd_gcorr
[%]		Geomagnetic correction to S(1000)
sd_wcorr
[%]		Weather correction to S(1000)
sd_beta,sd_gammaSlope parameters of the fitted LDF
sd_chi2Chi-square value of the LDF fit
sd_ndfNumber of degrees of freedom in the LDF fit
sd_geochi2Chi-square value of the geometric fit
sd_geondfNumber of degrees of freedom in the geometric fit
sd_nbstatNumber of triggered stations used in reconstruction
fd_gpsnanotime [ns]The GPS time of the event within its GPS second
fd_hdSpectrumEye
[0,1]		1: Eye used for the spectrum analysis
fd_hdCalibEye
[0,1]		1: Eye used for energy calibration analysis
fd_hdXmaxEye
[0,1]		1: Eye used for Xmax analysis
fd_theta, phi
[deg]		The zenith and azimuth angles
fd_dtheta, dphi
[deg]		Uncertainties in zenith and azimuth angles
fd_l, fd_b
[deg]		Galactic longitude and latitude of the event
fd_ra, fd_dec
[deg]		Right ascension and declination of the event
fd_totalEnergy
[EeV]		Total energy of the primary particle initiating the event
fd_dtotalEnergy
[EeV]		Uncertainty in the total energy of the event
fd_calEnergy
[EeV]		Calorimetric energy of the event
fd_dcalEnergy
[EeV]		Uncertainty in the calorimetric energy of the event
fd_xmax
[g/cm2]		Position of the maximum of the energy deposition in the atmosphere
fd_dxmax
[g/cm2]		Uncertainty in the position of the maximum of the shower development in the atmosphere
fd_heightXmax
[m a.s.l.]		Height of Xmax above the ground
fd_distXmax
[m]		Distance of Xmax to FD eye
fd_dEdXmax
[PeV/(g/cm2)]		Maximum energy deposit
fd_ddEdXmax
[PeV/(g/cm2)]		Uncertainty in the maximum energy deposit
fd_x, fd_y, fd_z
[m]		Coordinates of the shower core projected at ground level (site coordinates system)
fd_dx, fd_dy, fd_dz
[m]		Uncertainty in the coordinates of the shower core projected at ground level (site coordinates system)
fd_easting, fd_northing
[m]		Eastward and Northward coordinate of the shower core projected at ground level (UTM coordinates system)
fd_altitude
[m]		Altitude of the shower core projected at ground level (UTM coordinates system)
fd_cherenkovFractionFraction of detected light from Cherenkov emission
fd_minViewAngle
[deg]		Light emission angle from the shower towards the FD eye
fd_uspL
[g/cm2]		Universal shower profile shape parameter L
fd_uspRUniversal shower profile shape parameter R
fd_duspL
[g/cm2]		Uncertainty in the Universal Shower Profile parameter L
fd_duspRUncertainty in the Universal Shower Profile parameter R
fd_hottestStationIdid of the SD station with the highest recorded signal
fd_distSdpStation
[m]		Distance of the hottest station to the plane that includes the shower axis and the eye position (SDP)
fd_distAxisStation
[m]		Distance of hottest station to the reconstructed shower axis in the shower plane

Come trovare le proprietà dei raggi cosmici ad alta energia dagli sciami atmosferici estesi
Tutte le particelle dello sciame viaggiano a velocità molto vicine a quelle della luce, cioè circa 300000000 metri al secondo. Così, in pratica, viaggiano tutti 'impacchettati' insieme in modo che il fronte può, infatti, essere pensato come un sottile disco di particelle, radialmente esteso, e leggermente curvo, che si propaga longitudinalmente alla velocità della luce lungo la direzione iniziale del raggio cosmico primario. La densità delle particelle è maggiore al centro (nucleo) del disco, e diminuisce man mano che ci si sposta verso i bordi. Il disco raggiunge i rivelatori Cherenkov ad acqua e le particelle passano attraverso di loro in un ordine, e in tempi relativi, che dipendono dalla direzione di arrivo del raggio cosmico primario. Il passaggio dello sciame attraverso i rivelatori dell'Osservatorio è illustrato nella mappa qui sotto.

Figura 1: Impronta di uno sciame rivelato da 30 stazioni del rivelatore di superficie.

I punti colorati corrispondono alle 30 stazioni in questo evento che sono state colpite dalle particelle dello sciame, con i colori che rappresentano il tempo del loro arrivo (verde: colpito prima; rosso: colpito dopo). Se lo sciame è verticale, per esempio, le particelle del fronte colpiscono i rivelatori quasi nello stesso momento. Al contrario, se la direzione di arrivo è più inclinata, il disco attraversa progressivamente i rivelatori alla velocità della luce. Se si pensa a uno sciame che arriva dalla più grande inclinazione possibile, cioè da una direzione di 90 gradi dalla verticale, impiega solo 5 milionesimi di secondi (5 microsecondi, μs) per percorrere i 1500 m tra due stazioni adiacenti. Quindi l'elettronica del rivelatore deve essere estremamente veloce per registrare il passaggio della cascata. L'elettronica che utilizziamo è in grado di registrare i tempi dei segnali luminosi con una precisione di 25 miliardesimi di secondo (cioè 25 nanosecondi, ns), così che, dalla triangolazione dei tempi dei segnali registrati in ogni stazione, siamo in grado di determinare la direzione di arrivo, perpendicolare al disco, con una precisione di circa 1°. Per esempio, lo sciame mostrato in figura 1 è arrivato a 54,1° dalla verticale, lungo una direzione, indicata dalla freccia, che punta a 53,8° da est.
Puoi trovare molti segnali luminosi digitalizzati nella pagina di visualizzazione .

Segnali luminosi digitalizzati in due diverse stazioni colpite da uno sciame. I diversi colori corrispondono ai segnali dei 3 fotomoltiplicatori. L'unità di segnale (VEM) è proporzionale all'energia rilasciata nei rivelatori dalle particelle di passaggio.

Due esempi sono mostrati nei due pannelli della figura adiacente (figura 2): la stazione nel pannello superiore è molto più vicina al nucleo dello sciame (circa 500 m di distanza) rispetto a quella nel pannello inferiore (più di 2500 m di distanza). La maggiore densità di particelle vicino all'asse del disco, e la sua maggiore compattezza, si riflette nella forma del segnale, molto più grande e molto più concentrato nel pannello superiore che in quello inferiore. La diminuzione dell'ampiezza del segnale, e quindi della densità di particelle, in funzione della distanza è chiara nella figura 3 qui sotto, dove le ampiezze del segnale registrate in tutti i rivelatori colpiti dallo sciame mostrato in figura 1 sono mostrate come punti blu. Il numero totale di particelle nella cascata riflette l'energia del raggio cosmico primario che l'ha iniziata. Tuttavia è impossibile, con una serie distribuita di rivelatori come quelli dell'Osservatorio Auger, misurare questa quantità, in quanto i rivelatori sono troppo distanti tra loro (per ragioni pratiche come il costo).

Figura 3: Diminuzione dell'ampiezza dei segnali in funzione della distanza dall'asse dello sciame (punti blu). La linea gialla è un'interpolazione dei segnali misurati.


Fortunatamente, gli scienziati hanno scoperto che l'ampiezza del segnale ad una certa distanza dall'asse dello sciame è anche un ottimo indicatore dell'energia del raggio cosmico primario. Questa distanza ottimale dipende solo dalla distanza tra i rivelatori: per l'array di superficie dell'Osservatorio Auger, questa distanza è di 1000 m. Per trovare il segnale a 1000 m, chiamato S(1000), si interpola la distribuzione delle ampiezze dei segnali con una formula che rappresenta la diminuzione dell'ampiezza del segnale con la distanza (linea gialla in figura 3) e si ricava il valore a 1000 m.
Camera view for Los Leones
Camera view for Coihueco

Figura 4: Tracce di uno sciame di raggi cosmici in due telescopi del rivelatore di fluorescenza.

Per convertire S(1000) in energia, usiamo la misura dei telescopi di fluorescenza, con i quali, durante le notti limpide e senza luna, possiamo osservare gli sciami contemporaneamente ai rivelatori di superficie. Le particelle dello sciame producono luce di fluorescenza durante tutto il loro percorso attraverso l'atmosfera. La 'fotografia dello sciame', scattata con le camere del telescopio, consiste quindi in un segnale luminoso che inizia in uno dei fotomoltiplicatori che guardano in alto nel cielo e scende attraverso una serie di altri fotomoltiplicatori. Due di queste fotografie sono mostrate nella figura adiacente: sono state registrate nello stesso momento da due telescopi durante il passaggio di uno sciame. I colori mostrano il momento in cui la luce raggiunge ogni fotomoltiplicatore (verde: prima; rosso: dopo).

Figura 5: Curve di sviluppo di uno sciame osservato con due telescopi (punti verdi e blu). Lo sciame si sviluppa da sinistra (alta atmosfera) a destra (bassa atmosfera).


Dalla quantità di luce raccolta da ogni fotomoltiplicatore, possiamo determinare quanta energia lo sciame rilascia nell'atmosfera mentre passa sempre più in profondità. Questo è mostrato nella figura 5 dove i punti verdi e blu indicano l'energia rilasciata nell'atmosfera dallo sciame, misurata dai due telescopi a Los Leones (LL) e Coihueco (CO) rispettivamente. Questi rivelatori si trovano a circa 30 km dal punto di impatto della cascata. Le due curve mostrano il profilo longitudinale dello sciame, che inizia a svilupparsi in alta atmosfera (a sinistra), raggiunge un massimo (al centro) e poi si attenua gradualmente (a destra). Poiché i telescopi ci permettono di osservare l'intero sviluppo dello sciame, possiamo determinare l'energia totale depositata nell'atmosfera, e quindi l'energia del raggio cosmico primario, in modo piuttosto semplice. La misura del profilo dello sciame è anche molto utile per dedurre la massa del raggio cosmico primario, in quanto la profondità del massimo dello sciame nell'atmosfera, il cosiddetto Xmax, dipende da essa. I nuclei 'più piccoli', come quelli degli atomi di idrogeno che contengono un solo protone, sono in grado di penetrare più in profondità nell'atmosfera prima di iniziare uno sciame rispetto ai nuclei 'più grandi' che sono composti da un maggior numero di protoni.


Dati atmosferici

Gli effetti atmosferici sullo sviluppo degli sciami estesi possono essere compresi in termini di cambiamenti locali dei parametri atmosferici. La variazione della pressione atmosferica porta alla variazione del tasso degli sciami registrati nel tempo. Quando la pressione aumenta, c'è più materia da attraversare per i raggi cosmici e quindi il tasso di rilevazione scende. A pressione fissa, se la temperatura aumenta, le particelle nello sciame si diffondono di più all'aumentare della distanza percorsa tra ogni evento di scattering. Questo effetto è descritto dal raggio di Molière che è quindi una funzione sia della temperatura sia della pressione. Questo raggio ha un valore medio di ~90 m all'Osservatorio Auger e definisce la diffusione degli elettroni negli sciami. I cambiamenti nelle proprietà macroscopiche dell'atmosfera, come la pressione dell'aria, la temperatura e l'umidità, hanno un effetto significativo sul tasso di emissione della fluorescenza dell'azoto, così come sulla trasmissione della luce.

Le condizioni dell'atmosfera nel sito Auger sono continuamente monitorate in cinque stazioni meteorologiche situate nella Central Laser Facility (CLF), al centro dell'array, e in ognuno dei 4 siti FD. Le stazioni meteorologiche sono dotate di sensori di temperatura, pressione, umidità e velocità del vento, che registrano dati ogni 5 o 10 minuti.

Il file 'weather.csv' contiene i dati meteo elaborati, necessari, in particolare, per calcolare le correzioni dell'estimatore di energia, e contiene anche il valore della densità dell'aria.

Scarica i dati delle stazioni meteo

Esplora il contenuto dei file

Files: wsCLF.csv, wsLL.csv, wsLM.csv, wsLA.csv, wsCO.csv

Variable Description
timeUnix time [s] (seconds since 1st Jan 1970)
temperatureair temperature [°C]
humidityrelative humidity [%]
windSpeedaverage wind speed [km/h]
pressurebarometric Pressure [hPa]
densityair density [kg/m3]

File: weather.csv

Variable Description
timeUnix time [s] (seconds since 1st Jan 1970)
temperatureair temperature [°C]
pressurebarometric Pressure [hPa]
densityair density [kg/m3]
avgDensity2HoursBeforevalue of air-density measured two hours earlier [kg/m3]

Dati in modalità scaler

Gli Auger Scaler Open Data consistono in più di 1015 eventi rilevati da marzo 2005 a dicembre 2020. Sono stati registrati tramite il cosiddetto 'scaler mode', o modalità 'particle-counter', che conta le particelle che colpiscono ciascuno dei 1600 rivelatori Cherenkov ad acqua durante un intervallo di tempo di 1 secondo. La modalità scaler è stata installata in tutti i rivelatori di superficie Auger a partire dal marzo 2005, e poi migliorata nel settembre 2005. Il tasso tipico per rivelatore è di circa 2000 al secondo (2 kHz) (era 3,8 kHz prima del settembre 2005). Gli eventi contati dai singoli rivelatori sono per lo più dovuti a particelle associate a sciami generati da raggi cosmici a bassa energia (energie da 10 GeV a qualche TeV) che si estinguono prima che il grosso delle particelle raggiunga il suolo. La modalità scaler non permette quindi di ricostruire l'energia e la direzione dello sciame, ma permette di studiare il comportamento temporale del tasso di conteggi, che è modulato da fenomeni terrestri ed extraterrestri. Questi dati scaler possono per esempio essere utilizzati per osservare i brillamenti solari, o il ciclo solare di 11 anni. [JINST, 6 (2011) P01003 , PoS(ICRC2015)074, PoS(ICRC2019)1147].

I dati scaler sono forniti in termini di tasso di conteggio di 15 minuti mediato sui rivelatori attivi. Poiché il tasso è alterato dalla variazione della pressione atmosferica, il tasso è corretto per questo effetto.

Scarica i dati dello scaler

Esplora il contenuto del file
Variable Description
timeUnix time [s] (seconds since 1st Jan 1970)
rateCorrcorrected scaler rate [counts/m2/s]
arrayFractionfraction of array in operation [%]
rateUncorraverage detector scaler rate, uncorrected [counts/s]
pressurebarometric pressure [hPa]

   Esplora i dati

In questa sezione puoi trovare alcuni notebook Python che esplorano i nostri dataset. Il modo più semplice per iniziare a lavorare con Python è installare Anaconda, una piattaforma, basata su linguaggio di programmazione Python, per il calcolo scientifico (data-science, applicazioni di machine learning, elaborazione dei dati su larga scala, analisi predittiva, ecc.). La distribuzione include pacchetti per la scienza dei dati adatti a Windows, Linux e macOS. Istruzioni dettagliate per installare Anaconda possono essere trovate nella pagina ufficiale .
Elenco dei moduli utilizzati nei seguenti notebooks

If some python libraries are not available in your anaconda environment, copy and paste the following line in an Anaconda terminal to install them :

pip install pandas matplotlib numpy pytz scipy datetime

  • pandas : data analysis and manipulation tool.
  • matplotlib : library for creating static, animated, and interactive visualizations.
  • numpy : library for large, multi-dimensional arrays and matrices, with a large collection of high-level mathematical functions to operate on arrays.
  • ipywidgets : interactive HTML widgets for Jupyter notebooks and the IPython kernel.
  • IPython : command shell for interactive computing in multiple programming languages.
  • pytz : library that allows accurate and cross platform timezone calculations.
  • scipy : software for mathematics, science, and engineering. It includes modules for statistics, optimization, integration, linear algebra, Fourier transforms, signal and image processing, ODE solvers, and more.
  • os : module that provides functions for interacting with the operating system.
  • zipfile : class to work directly with a ZIP archive. It supports methods for reading data about existing archives as well as modifying the archives by adding additional files.
  • collections : module provides a rich set of specialized container data types carefully designed to approach specific programming problems in a Pythonic and efficient way.
  • datetime : module taht supplies classes for manipulating dates and times.
  • locale : module that opens access to the POSIX locale database and functionality.
  • random : module that implements pseudo-random number generators for various distributions.

Tutorial

Esplora i dati del rivelatore di superficie

Esplora i dati del rivelatore ibrido

Esplora i dati scaler

Esplora i dati delle stazioni meteorologiche

Esplora lo sviluppo dello sciame

Tutorial: leggere file CSV e produrre istogrammi di base

Questo notebook è una raccolta di esempi che permette all'utente di esplorare il contenuto del file di riepilogo e di applicare alcuni metodi di analisi di base.

In particolare, gli esempi spiegano come:

  • produrre semplici istogrammi,
  • tracciare la tendenza di una variabile in funzione del tempo o dell'energia,
  • produrre mappe dei punti di atterraggio dei raggi cosmici e delle direzioni di arrivo,
  • correlare i valori di due variabili.

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Esplora i dati del rivelatore di superficie

I dati raccolti con il rivelatore di superficie possono essere utilizzati per calcolare il numero di raggi cosmici che colpiscono la nostra atmosfera. In questo notebook ricaviamo il flusso di raggi cosmici ad energie superiori a 2.5·1018, e affrontiamo le seguenti domande:
  • Come si relazionano tali energie con l'esperienza quotidiana?
  • Quanto sono rari i raggi cosmici a queste energie?
  • Qual è il flusso di energia trasportato dai raggi cosmici nel sito Pierre Auger?

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Esplora i dati del rivelatore ibrido

I dati raccolti con i rivelatori di superficie e di fluorescenza contemporaneamente, i cosiddetti eventi ibridi, possono essere utilizzati per estrarre informazioni relative alla composizione dei raggi cosmici primari. Il risultato è mostrato su una mappa del cielo in coordinate galattiche. .

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Esplora i dati scaler

I dati acquisiti tramite la cosiddetta 'modalità scaler' possono essere utilizzati per la meteorologia spaziale. In questo notebook mostriamo come il tasso dei rivelazione in 'scaler mode' dipenda dalle condizioni meteorologiche, come la pressione, la temperatura e la velocità del vento.

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Esplora i dati delle stazioni meteorologiche

Questo notebook spiega come gestire i dati delle stazioni meteo per studiare le condizioni atmosferiche all'Osservatorio Pierre Auger e come sfruttare questi dati per calcolare il valore della densità dell'aria in diverse zone dell'Osservatorio.

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Esplora lo sviluppo dello sciame

Il modo più semplice per descrivere uno sciame di particelle è il cosiddetto modello di Heitler. Questo modello è spiegato nel notebook insieme ad alcuni esempi interattivi di sviluppo della cascata.

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