• elettroni
• positroni
• Raggi Cosmici

Il mio lavoro di Tesi si colloca all’interno del settore della Fisica noto come Fisica delle Astroparticelle. La ricerca in questo ambito, esplora condizioni fisiche estreme che, per energie, scale di tempo e densità in gioco, sarebbero impossibili da replicare nei laboratori terrestri, fornendo preziose informazioni sulla fisica fondamentale, grazie soprattutto ad osservazioni astrofisiche supportate dalle conoscenze maturate nella fisica delle particelle elementari. In particolare, la fisica dei Raggi Cosmici (RC) è, al giorno d’oggi, uno dei settori più prolifici nella ricerca teorica e sperimentale in quanto, tali particelle cariche che giungono stazionariamente a Terra da qualsiasi direzione dello spazio interstellare, rappresentano un campione genuino sia i) delle sorgenti astrofisiche dove esse hanno avuto origine, che ii) della materia galattica da loro attraversata, e iii) di possibili sorgenti esotiche.
Un ruolo da protagonista è interpretato dagli elettroni e positroni cosmici i quali, sebbene costituiscano soltanto una piccola frazione (∼ 2%) della radiazione cosmica totale sperimentalmente osservata, sono importanti per cercare di rispondere ad un buon numero di questioni, tutt’ora aperte, riguardanti ad esempio l’origine dei RC e la loro propagazione all’interno della nostra Galassia, o la natura della materia oscura. Data la loro piccola massa, il viaggio galattico degli elettroni è fortemente limitato da perdite radiative, principalmente per emissione di sincrotrone e processi d’urto di tipo Inverse Compton (Ic), che comportano feature spettrali alle alte energie (≃ 10 GeV ÷ 1 TeV) di notevole interesse, soprattutto dal punto di vista teorico. Diversi esperimenti (PPB-BETS, ATIC, PAMELA, H.E.S.S. e FERMI-LAT) hanno recentemente pubblicato nuovi dati riguardanti il flusso di Raggi Cosmici Elettronici (RCE), caratterizzati da una qualità senza precedenti, interessando ampi intervalli di energia mai esplorati prima d’ora, destando l’interesse della comunità scientifica, soprattutto in merito alla presenza di possibili eccessi rispetto alle previsioni del modello standard.
Il mio lavoro è stato finalizzato a dare, da un punto di vista fenomenologico, l’interpretazione dello spettro di elettroni e positroni cosmici misurato dall’esperimento FERMI-LAT tra 20 GeV ed 1 TeV, frutto dei dati raccolti nei primi sei mesi di attività dello strumento e pubblicato nel maggio del 2009. In particolare, ho discusso alcuni modelli interpretativi dei risultati del FERMI- LAT, in relazione con altri recenti dati osservativi, soprattutto quelli riportati dagli esperimenti PAMELA ed HESS, i quali hanno misurato, rispettivamente, la frazione dei positroni, definita come e+/(e+ + e−), ad energie ≥ 10 GeV, e lo spettro elettronico nella regione del TeV.
Dopo aver discusso brevemente le principali finalità scientifiche della missione spaziale FERMI (Capitolo 1), ho dunque presentato lo stato dell’arte, dal punto di vista sperimentale, della fisica dei RC antecedente gli ultimi anni di ricerca scientifica nel settore, e introdotto alcune considera- zioni fisiche di carattere generale riguardo ai Raggi Cosmici, quali l’accelerazione, le proprietà di confinamenento e isotropia e l’energetica coinvolta (Capitolo 2).
Per risolvere l’equazione del trasporto che governa la diffusione dei RC nel mezzo galattico, ho seguito principalmente un approccio numerico, utilizzando il codice di propagazione GALPROP. Nel Capitolo 3, dopo averne evidenziato gli aspetti teorici salienti, ho pertanto implementato numericamente nel codice GALPROP alcuni modelli di propagazione, fissandone i principali parametri. Per ciascun modello di diffusione adottato, tali parametri sono stati scelti per riprodurre il rapporto dei nuclei secondari su primari, come ad esempio il Boro su Carbonio (B/C), la distribuzione Rc nuclei radioattivi (e.g 10Be) e la distribuzione Galattica delle sorgenti dei Rc
Il Capitolo 4 è dedicato all’impatto scientifico legato alla misura dello spettro di elettroni da parte del FERMI-LAT. Soprattutto è mostrato come tale risultato, quando combinato con le altre recenti misure, suggerisca l’esistenza di una possibile componente extra nello spettro di energia, non prevista nella trattazione standard della propagazione dei Rc.
Il Capitolo 5 è interamente centrato sulla presentazione dei risultati ottenuti nel corso della mia Tesi. In esso è mostrato che per quanto concerne i soli dati del FERMI-LAT, il modo più semplice di spiegare tali risultati è assumere un modello basato su di uno scenario convenzionale di propagazione di RCE Galattici, basato sui parametri determinati nel Capitolo 3, ed in cui le sorgenti di elettroni sono distribuite nel disco galattico, mentre i positroni sono prodotti esclusivamente nelle collisioni di Rc adronici primari con il gas interstellare. Tutti questi semplici modelli forniscono un discreto fit del flusso di elettroni misurato dal FERMI-LAT, ma allo stesso tempo incontrano diversi problemi se altri dati sperimentali sono presi in considerazione. Tali modelli, che chiameremo convenzionali, mostrano principalmente: i) una certa discrepanza con i dati di bassa energia, in particolare quelli di AMS-01, ii) un eccesso rispetto ai dati di HESS al di sopra di 1 TeV, ma soprattutto essi risultano iii) completamente inconsistenti con i dati di PAMELA, i quali mostrano un incremento nella frazione dei positroni e+/(e+ +e−) al di sopra dei 10 GeV. Quest’ultimo punto non può essere soddisfatto prendendo in considerazione soltanto i positroni secondari provenienti dalle collisioni nucleari nel mezzo interstellare, ma nella mia Tesi è mostrato che, sia i dati del FERMI-LAT che quelli di PAMELA, possono essere ben riprodotti aggiungendo una sorgente extra di elettroni e positroni primari, con spettro di iniezione del tipo
Jextra(E) ∝ E−Γe± × exp(−E/Ecut),
dove Ecut è il cutoff in energia dello spettro della sorgente. Per quanto riguarda la natura di quest’ultima, ho ristretto la mia attenzione soprattutto su sorgenti astrofisiche, ed in particolare pulsar, oggetti astrofisici candidati naturali per essere acceleratori di elettroni e positroni primari. Per stimare il possibile contributo delle pulsar allo spettro di elettroni locali, ho apportato, sia gli aggiornamenti al codice GALPROP necessari per propagare elettroni e positroni primari provenienti da pulsar distribuite su larga scala sul piano galattico, che preso in considerazione il contributo discreto di pulsar vicine, selezionate per un ragionevole insieme di parametri. In quest’ultimo caso, è stato calcolato numericamente il flusso di e± rilasciato da ciascuna pulsar, in accordo con la soluzione analitica dell’equazione del trasporto data da Atoyan et al. nel 1995. I codici necessari sono stati scritti in linguaggio IDL. Il confronto tra il flusso totale calcolato in questo modo ed i dati osservativi (FERMI-LAT, HESS e PAMELA) è stato ottimo.
Infine il Capitolo 6 è stato dedicato alla discussione dei risultati da me ottenuti, soprattutto in merito alla possibilità di discriminare l’interpretazione astrofisica presentata nella Tesi rispetto ad altri possibili scenari, come ad esempio la materia oscura. A tale scopo sono state stimate l’anisotropia attesa nel flusso dei Rc provenienti da pulsar locali.