Cherenkov Telescope Array: differenze tra le versioni

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I fotoni gamma di alta e altissima energia (superiore a qualche decina di [[GeV]]) provenienti dallo spazio profondo possono attraversare senza problemi tutta la nostra galassia ma, una volta penetrati nell'atmosfera terrestre, sono “costretti” ad interagire con gli atomi e le molecole che trovano sul loro cammino. L'interazione dà origine ad uno sciame di particelle che si propaga attorno alla direzione di provenienza del fotone gamma primario. Le particelle dello sciame sono in gran parte elettroni e positroni molto energetici che si muovono con velocità superiore alla velocità di propagazione della luce nello stesso mezzo (la velocità della luce è una costante nel vuoto ma, nei mezzi materiali, dipende dall'indice di rifrazione del mezzo). Questa differenza positiva di velocità provoca l'emissione di un brevissimo lampo di luce bluastra, detta [[radiazione Cherenkov]] dal nome del fisico russo [[Pavel Cherenkov]], premio Nobel nel 1958, che per primo la osservò negli acceleratori.

L'emissione di [[radiazione Cherenkov]] è massima laddove il numero di particelle di sciame è più elevato; nell'atmosfera terrestre (basso indice di rifrazione) e per [[fotoni]] primari gamma di altissima energia ciò avviene ad una altitudine di circa 10 km dal suolo; la radiazione si apre in un cono di circa 1.2° attorno alla direzione di avanzamento dello sciame e illumina a terra un'area dell'ordine di 120 m di raggio: così, utilizzando telescopi con sensori veloci e normali specchi parabolici posti all'interno di quest'area, di notte è possibile rivelare a terra la luce Cherenkov e, studiandone i dettagli, ricostruire la direzione di arrivo dei [[fotoni]] gamma primari.

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Bisogna notare che lo stesso effetto viene registrato nel caso dell'interazione dei protoni dei raggi cosmici con l'atmosfera. Fortunatamente, le caratteristiche dei lampi Cherenkov prodotti dai protoni e dai fotoni sono diverse e ciò rende possibile distinguere i fotoni dai molto più frequenti protoni.

I lampi Cherenkov durano soltanto pochi nanosecondi e, se derivanti da raggi gamma di energia 1 [[TeV]], emettono un flusso di circa 100 [[fotoni]]/m². Questi lampi hanno un'emissione compresa tra il blu e il vicino ultravioletto e possono essere osservati solo da grandi telescopi in grado di differenziare il flusso da essi prodotto dal fondo diffuso dall'atmosfera. Dato che quest'ultimo in una notte di luna nuova tra i 350 nm ed i 450 nm è di 1012 [[fotoni]] m⁻² s⁻¹ sr e tenendo conto del fatto che l'angolo sotteso dai lampi Cherenkov è di poco più di 1°, questi telescopi devono avere un piccolo campo di vista e tempi d'integrazione paragonabili ai [[nanosecondi]] di durata dei flash. In questo modo, però, è possibile ottenere un fondo di soli 1-2 fotoni/m², una quantità di molto inferiore al flusso prodotto dai flash Cherenkov.

== Visione stereoscopica ==

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[[File:Cerenkov 3.jpg|thumb|upright=0.5{{chiarire|.| legenda?}}]]

Il primo osservatorio ad utilizzare questa tecnica rivoluzionaria è stato [[HEGRA]] <ref>{{Cita web|url=http://www.mpi-hd.mpg.de/hfm/CT/|titolo=Exploring the non-thermal Universe|lingua=en|accesso=18 marzo 2018}}</ref> che ha completato nel 1998 il sistema di 5 telescopi. Nel 2002 è entrato in attività il sistema [[H.E.S.S.]]<ref>{{Cita web|url=http://www.mpi-hd.mpg.de/hfm/HESS/HESS.shtml|titolo=H.E.S.S. - The High Energy Stereoscopic System|sito=www.mpi-hd.mpg.de|lingua=en|accesso=2018-03-18}}</ref>, un osservatorio composto da quattro telescopi nel deserto della [[Namibia]] (a questi nel 2012 si è aggiunto un quinto di maggiori dimensioni).

Utilizzando questa tecnica sono stati ottenuti risultati straordinari. H.E.S.S. copre un campo di vista di 5° e permette di ottenere risoluzioni angolari superiori a 0,1°. Nei migliori dei casi è possibile stimare la posizione di una sorgente gamma con una precisione di 30 secondi d'arco.

La tecnica stereoscopica è ora utilizzata da tutti i grandi osservatori per astronomia gamma da terra. [[MAGIC]] <ref>{{Cita web|url=http://magic.mppmu.mpg.de/|titolo=Home {{!}} MAGIC|sito=magic.mppmu.mpg.de|lingua=en|accesso=2018-03-18}}</ref> alle isole [[Canarie]] consiste di due telescopi di 17 m di diametro mentre [[VERITAS]]<ref>{{Cita web|url=http://veritas.sao.arizona.edu/|titolo=Welcome to VERITAS|autore=Administrator|sito=veritas.sao.arizona.edu|lingua=en-gb|accesso=2018-03-18}}</ref> (in [[Arizona]]) presso l'[[osservatorio Whipple]] ne ha quattro.

== Il progetto CTA ==

Per essere efficace su un largo intervallo di energie, è necessario servirsi di un insieme di telescopi di diverse dimensioni spaziati tra loro in modo da ottimizzare la raccolta del segnale celeste. Per questo l'osservatorio CTA prevede l'utilizzo di tre tipi di telescopi:

* grandi ('''LST''', '''Large Sized Telescope'''), con diametro dello specchio parabolico dell'ordine dei 23&nbsp;[[metro|m]], frutto di una collaborazione tra dieci paesi: Brasile, Croazia, Francia, Germania, Giappone, India, Italia, Polonia, Spagna e Svezia.

* medi ('''MST''', '''Medium Sized Telescope'''), il cui specchio parabolico ha un diametro dell'ordine dei 12 &nbsp;m. L'MST vero e proprio ha una parabola del diametro di 11,5&nbsp;m, con lunghezza focale di 16&nbsp;m e costituito da 90 specchi esagonali. Questo progetto è una collaborazione tra Austria, Brasile, Francia, Germania, Italia, Polonia, Spagna e Svizzera. Dispone di due strumenti: "NectarCAM" costituita da 265 moduli, a loro volta fatti da 7 foto-rivelatori, e "FlashCAM" costituito da 12 ''tubi fotomoltiplicatori'' uniti in un ''piano rilevatore di fotoni''.<ref>{{cita web|url=https://www.cta-observatory.org/project/technology/mst/|titolo=Medium-Sized Telescope|lingua=en}}</ref> Un 'alternativa è lo '''Schwarzschild-Couder Telescope''' (SCT), progetto statunitense con collaborazioni italiane, tedesche, giapponesi e messicane, dotato di un 'ottica a due specchi entrambi [[ottica attiva|attivi]]. Dispone di un'alta risoluzione angolare, merito dei "fotomoltiplicatori al silicio" con un campo di vista di 8°.<ref>{{cita web|url=https://www.cta-observatory.org/project/technology/sct/|titolo=Schwarzschild-Couder Telescope|lingua=en}}</ref> Nel gennaio [[2019]] è stato inaugurato il primo prototipo di SCT presso l'[[Osservatorio Whipple]] e le due superfici riflettenti sono costituite rispettivamente da 48 e 24 specchi.<ref>{{cita web|url=http://home.infn.it/it/comunicazione/news/3367-inaugurato-in-arizona-il-prototipo-psct-del-grande-progetto-cta|titolo=INAUGURATO IN ARIZONA IL PROTOTIPO PSCT DEL GRANDE PROGETTO CTA|data=18 gennaio 2019}}</ref>

* piccoli ('''SST''', '''Small-Sized Telescope''') con diametro dello specchio parabolico fino a 4&nbsp;m. Per lo Small Sized Telescope ci sono tre diversi progetti. L''''SST-1M''', deriva dal MST, con un solo specchio segmentato di 4&nbsp;m, il cui progetto è una collaborazione tra Irlanda, Polonia, Repubblica Ceca, Svizzera e Ucraina. Ad esso si aggiungono il progetto '''ASTRI''' italiano, con collaborazione brasiliana e sudafricana, e il '''GCT''', da Australia, Francia, Germania, Giappone, Olanda e Regno Unito. Questi due presentano un 'ottica Schwarzschild-Couder con specchio secondario monolitico e lo specchio primario del GCT è composto da 6 sezioni circolari, al posto dei 18 esagonali su ASTRI e SST-1M. Nel maggio [[2018]] è stato deciso che i tre progetti verranno uniti convergendosi in uno solo.<ref>{{cita web|url=https://www.cta-observatory.org/project/technology/sst/|titolo=Small-Sized Telescope|lingua=en}}</ref>

[[File:Cerenkov 2.jpg|left|thumb|{{chiarire|.| legenda?}}]]