IL NUOVO SAGGIATORE - Società Italiana di Fisica - If

S. CECCHINI: IL MISTERO DEI RAGGI COSMICI DI ULTRA ALTA ENERGIApioni neutri), alla quale è legata gran partedella energia del primario; la componentemuonica (e neutrinica) generata dal decadimentoe dall’interazione dei pioni carichi; lacomponente adronica che costituisce la partecentrale della cascata atmosferica (vedi fig. 1).Lo sviluppo longitudinale dello sciame èdominato dallo sviluppo in atmosfera dellacomponente ef. Il processo di cascata si arrestaquando l’energia delle particelle scendesotto un valore critico, (E c ) per la produzionedi altre particelle. Quando questo avviene leperdite di energia dominano il processo e ilnumero di particelle dello sciame comincia adiminuire esponenzialmente con lo spessoreattraversato.La profondità alla quale l’energia della maggiorparte delle particelle scende sotto E c è indicatacon X max (g/cm 2 ). In linea di principio setutta l’energia del primario (E o ) fosse convertitanella componente ef, il numero di particelleal massimo dello sviluppo, N max , sarebbe proporzionalea E o e varrebbe la relazioneE o /N max 4E c ,mentre per la profondità del massimo stesso,rispetto agli strati superiori dell’atmosfera,vale approssimativamente la relazioneX max 4X o ln(E o /E c ).La dipendenza logaritmica di X max dall’energiadel primario e la proporzionalità traquesta ed N max continuano a valere non soloper trattazioni più accurate dello sviluppo diuno sciame ef, ma anche per cascate iniziateda adroni. Per questi ultimi si assume in generaleche valga il «modello di sovrapposizione»,ovvero che un nucleo di massa A edenergia E o sia equivalente a A nucleoni ciascunocon energia E o /A. In questo caso la relazioneche lega il numero di particelle almassimo all’energia del primario non cambia,mentre vale la relazioneX max 4X o [ln(E o /E c )2alnAb]per cui ci si aspetta che, per la stessa energiatotale, uno sciame dovuto ad un nucleo pesantesi sviluppi più velocemente di uno generatoda un protone (vedi fig. 2).La misura della profondità (o altezza) in atmosferadel massimo in funzione dell’energiaFig. 2. – Sviluppo longitudinale di uno sciame atmosfericocon energie vicine a 10 20 eV prodotto da protoni(linea continua sottile), nucleo di Fe (linea tratteggiatasottile) e fotoni per due casi diversi: lineatratteggiata spessa-semplice cascata ef, area grigiaconeffetto LMP e del campo geomagnetico incluso.Come si può vedere le cascate iniziate da protoni fluttuanopiù di quelle iniziate da ferro che iniziano anchepiù in alto in atmosfera (adattato da ( 2 )).fornisce una indicazione della composizionedei raggi cosmici. Purtroppo le fluttuazioninella misura di X max sono confrontabili con icambiamenti introdotti da una variazione daA41 (puri protoni) a alnAb41.5 (composizionemista alle basse energie) o alnAb44(puri Fe) e la determinazione della composizionealle altissime energie, come vedremopiù avanti, risulta molto incerta.La componente muonica ha una storia diversada quella della componente ef in quantole perdite di energia durante lo sviluppo dellosciame sono solamente per ionizzazione. Perquesto la componente muonica cresce fino adun massimo e poi si attenua lentamente. Ilnumero di muoni di uno sciame che raggiungeil livello del mare è circa 10 volte più basso diquello della componente ef.È tuttavia molto importante misurare lacomponente muonica poiché da essa è possibilericavare informazioni sulla composizionedei nuclei primari. Infatti il numero di muonidipende dal numero, dalla distribuzione inimpulso e dall’altezza di generazione dei pionicarichi, tutte caratteristiche legate alla naturadella particella che ha interagito alla sommitàdell’atmosfera. Simulazioni Monte Carlo35