Cherenkov Telescope Array: differenze tra le versioni

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{{Incorso|astrofisica}}

[[File:CTA Telescopes in Southern Hemisphere.jpg|thumb|upright=0.8|Al centro sono posti i 4 LST, circondati dagli MST, di cui sono visibili 2 [[Schwarzschild-Couder Telescope|SCT]] a sinistra più avanti e a destra più indietro. In basso, in primo piano, sono visibili i 3 modelli di SST, quali, da sinistra a destra, SST-1M, [[ASTRI]], GCT]]

Il '''Cherenkov Telescope Array (CTA)''' è un progetto che vede coinvolti paesi e ricercatori di tutto il mondo per la realizzazione di due grandi [[Osservatorio astronomico|osservatori astronomici]] (uno nell'emisfero nord ed uno nell'emisfero sud della Terra) che studieranno l'[[Universo]] attraverso i [[raggi gamma]] di altissima energia.

== Telescopi Cherenkov - Osservazioni gamma da terra ==

[[File:Cherenkov Telescope Array 20140524 14.jpg|thumb|Modello dell'antenna di dimensioni medie a Berlino]]

I fotoni gamma di alta e altissima energia (superiore a qualche decina di [[Elettronvolt|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 [[Effetto Čerenkov|radiazione CherenkovČerenkov]] dal nome del fisico russo [[Pavel CherenkovAlekseevič Čerenkov|Pavel Čerenkov]], premio Nobel nel 1958, che per primo la osservò negli acceleratori.

L'emissione di [[Effetto Čerenkov|radiazione CherenkovČerenkov]] è massima laddove il numero di particelle di sciame è più elevato; nell'atmosfera terrestre (basso indice di rifrazione) e per [[Fotone|fotoni]] primari gamma di altissima energia ciò avviene ad una altitudine di circa {{M|10 |u=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 {{M|120 |u=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 CherenkovČerenkov e, studiandone i dettagli, ricostruire la direzione di arrivo dei [[Fotone|fotoni]] gamma primari.

[[File:Cerenkov 1.jpg|left|thumb|upright=0.6|{{chiarire|.| legenda?}}]]

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In questo modo l'atmosfera terrestre diventa un enorme rivelatore di raggi gamma di alta energia.

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 CherenkovČerenkov prodotti dai protoni e dai fotoni sono diverse e ciò rende possibile distinguere i fotoni dai molto più frequenti protoni.

I lampi CherenkovČerenkov durano soltanto pochi nanosecondi e, se derivanti da raggi gamma di energia {{M|1 [[|ul=TeV]]}}, emettono un flusso di circa 100 [[Fotone|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 {{M|350 |u=nm}} ed i {{M|450 |u=nm}} è di 1012 [[Fotone|fotoni]] m⁻² s⁻¹ sr e tenendo conto del fatto che l'angolo sotteso dai lampi CherenkovČerenkov è di poco più di 1°, questi telescopi devono avere un piccolo campo di vista e tempi d'integrazione paragonabili ai [[Nanosecondo|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 CherenkovČerenkov.

== Visione stereoscopica ==

[[File:Cerenkov 4.jpg|thumb|upright=0.5| {{chiarire|.| legenda?}}]]

Un tipico telescopio CherenkovČerenkov produce l'immagine del “lampo di luce” che appare come una macchia luminosa con una risoluzione angolare di circa 1°.

Con un singolo telescopio che visualizza una sola immagine dell'evento è difficile ricostruirne l'esatta geometria e risalire all'energia del fotone gamma primario. Per migliorare la risoluzione angolare occorre ricorrere alla tecnica stereoscopica osservando lo stesso evento da angolazioni diverse facendo uso di più telescopi posti a distanza ottimale gli uni dagli altri.

In questo modo, combinando le immagini ottenute, è possibile risalire alla traiettoria dello sciame di particelle e quindi definire l'asse ed il vertice del cono CherenkovČerenkov, dati indispensabili per determinare l'energia e la direzione di arrivo del fotone gamma.

[[File:Cerenkov 5.jpg|left|thumb|upright=0.5{{chiarire|.| legenda?}}]]

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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 {{M|17 |u=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 ==

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

I telescopi di grandi dimensioni sono particolarmente adatti per rivelare segnali di fotoni gamma nella parte più bassa dell'intervallo di energia considerato, a partire da {{M|50 [[|ul=GeV]]}}. Man mano che si sale in energia, il flash CherenkovČerenkov diventa sempre più intenso. Per questo, le dimensioni dei telescopi possono diminuire, mentre la spaziatura aumenta per aumentare l'area di raccolta del segnale. Questo accorgimento è fondamentale perché il numero di fotoni da rivelare diminuisce drasticamente all'aumentare dell'energia. Il progetto attuale dell'osservatorio CTA prevede la costruzione di quattro telescopi grandi, venti medi e cinquanta piccoli disposti su un'area di decine di km quadrati.

Il CTA sarà composto da due reti di telescopi che copriranno l'osservazione dell'intero cielo: il sito primario sarà nell'emisfero sud da dove è visibile la maggior parte della [[Via Lattea]], la nostra galassia; il secondo sito sarà situato nell'emisfero nord del nostro pianeta e sarà dedicato all'osservazione delle sorgenti extragalattiche.

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|- style="background:#eeeeff;"

| '''Intervallo di energia richiesta'''

| colspan="3" | <div align="center">{{M|1&nbsp;[[Elettronvolt|ul=TeV]]}} - {{M|300&nbsp;[[Elettronvolt|ul=TeV]]}}</div>

| colspan="2" | <div align="center">{{M|80&nbsp;[[Elettronvolt|ul=GeV]]}} - {{M|50&nbsp;[[Elettronvolt|ul=TeV]]}}</div>

| {{M|20&nbsp;[[Elettronvolt|ul=GeV]]}} - {{M|3&nbsp;[[Elettronvolt|ul=TeV]]}}

|- style="background:#eeeeff;"

| '''Intervallo a piena sensitività'''

| colspan="3" | <div align="center">{{M|5&nbsp;[[Elettronvolt|ul=TeV]]}} - {{M|300&nbsp;[[Elettronvolt|ul=TeV]]}}</div>

| colspan="2" | <div align="center">{{M|150&nbsp;[[Elettronvolt|ul=GeV]]}} - {{M|5&nbsp;[[Elettronvolt|ul=TeV]]}}</div>

| {{M|20&nbsp;[[Elettronvolt|ul=GeV]]}} - {{M|150&nbsp;[[Elettronvolt|ul=GeV]]}}

|- style="background:#eeeeff;"

| '''Ottica'''

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|- style="background:#eeeeff;"

| '''Specchio primario'''

| {{M|4,3&nbsp;[[metro|ul=m]]}}

| {{M|4,0&nbsp;[[metro|ul=m]]}}

| {{M|4,0&nbsp;[[metro|ul=m]]}}

| {{M|11,5&nbsp;[[metro|ul=m]]}}

| {{M|9,7&nbsp;[[metro|ul=m]]}}

| {{M|23,0&nbsp;[[metro|ul=m]]}}

|- style="background:#eeeeff;"

| '''Specchio secondario'''

| {{M|1,8&nbsp;[[metro|ul=m]]}}

| {{M|2,0&nbsp;[[metro|ul=m]]}}

| <div align="center">/</div>

| <div align="center">/</div>

| {{M|5,4&nbsp;[[metro|ul=m]]}}

| <div align="center">/</div>

|- style="background:#eeeeff;"

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== Partecipazione italiana al progetto CTA ==

L'Italia partecipa attivamente al CTA attraverso l'[[Istituto Nazionalenazionale di Astrofisicaastrofisica]], l'[[Istituto nazionale di fisica nucleare|Istituto Nazionale di Fisica Nucleare]], ed alcune università<ref>{{Cita web|url=https://www.cta-observatory.org/?q=node%2F22|titolo=Exploring the Universe at the Highest Energies|sito=cta-observatory.org|lingua=en|accesso=18 marzo 2018}}</ref>. La persona di riferimento per la partecipazione INAF a CTA è [[Patrizia Caraveo]] mentre il rappresentante italiano nel Resource Board è il Direttore Scientifico di INAF Paolo Vettolani. Dal 2016 ha sede a [[Bologna]] il quartier generale del CTA, in un edificio condiviso con il Dipartimento di Fisica e Astronomia dell'Università di Bologna.<ref>{{cita web|url=https://www.media.inaf.it/2016/06/14/cta-in-italia-il-quartier-generale/amp/|titolo=CTA: in Italia il quartier generale|data=14 giugno 2016}}</ref>

INAF sta portando avanti la costruzione di un prototipo completo di un telescopio di piccole dimensioni (SST), dedicato alle più alte energie, all'interno di un progetto bandiera del MIUR denominato [[ASTRI]].<ref>{{Cita web |url=http://www.media.inaf.it/2018/03/16/cintura-orione-astri-catalano/ |titolo=Cintura di Orione con telescopio Cherenkov |autore=Rossella Spiga |curatore=media.inaf.it |data=13 marzo 2018}}</ref>