Cherenkov Telescope Array: differenze tra le versioni

Versione delle 23:46, 19 lug 2014

Versione delle 13:23, 12 gen 2015

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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’areaun'area dell’ordine di 120  m di raggio: così, utilizzando telescopi con sensori veloci e normali specchi parabolici posti all’internoall'interno di quest’areaquest'area, di notte è possibile rivelare a terra la luce Cherenkov e, studiandone i dettagli, ricostruire la direzione di arrivo dei [[fotoni]] gamma primari.

[[File:Cerenkov 1.jpg|left|thumb|upright=0.6]]

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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’emissioneun'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’angolol'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 4.jpg|thumb|upright=0.5]]

Un tipico telescopio Cherenkov 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.

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[[File:Cerenkov 5.jpg|left|thumb|upright=0.5]]

La tecnica stereoscopica migliora notevolmente la risoluzione angolare ed energetica, e la capacità di distinguere tra fotoni e protoni; inoltre, combinando diversi telescopi, si aumenta l’area di rilevazione.

[[File:Cerenkov 3.jpg|thumb|upright=0.5]]

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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.

Il progetto CTA è uno sforzo di tutta la comunità astrofisica mondiale. Il consorzio CTA coinvolge 1000 scienziati di 25 diversi Paesi: Argentina, Armenia, Austria, Brasile, Bulgaria, Croazia, Finlandia, Francia, Germania, Giappone, Grecia, India, Irlanda, Italia, Namibia, OlandaPaesi Bassi, Polonia, Repubblica Ceca, Slovenia, Spagna, Sud Africa, Svezia, Svizzera, UK e USA.

== Partecipazione italiana al progetto CTA ==

L'Italia partecipa attivamente al CTA attraverso l'[[Istituto Nazionale di Astrofisica]], l'Istituto Nazionale di Fisica Nucleare, ed alcune università<ref>[http://www.cta-observatory.org/?q=node/22 lista] su cta-observatory.org</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.

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]].

Una volta completata la verifica del corretto funzionamento del prototipo, il progetto ASTRI