Queste particelle subatomiche giungono sulla Terra a velocità straordinaria, molto prossima a quella della luce. L’atmosfera diventa un vero e proprio “muro” per loro e le “frantuma”  in una cascata di particelle secondarie che generano un debole lampo di onde radio che dura non più di pochi nanosecondi (un nanosecondo è pari a un miliardesimo di secondo).

Come si misura l’energia delle particelle? Attraverso la loro energia cinetica, ossia moltiplicando la velocità al quadrato (mamma mia!) per la massa. Misure ovviamente impossibili, soprattutto per la massa…, e allora si usa un’unità di misura molto particolare: l’elettronvolt (eV). Esso viene definito in termini quantistici e relativistici. Non possiamo entrare nei dettagli, ma la definizione è abbastanza “semplice”: esso è l’energia guadagnata (o persa) dalla carica elettrica di un singolo elettrone (sempre lui e la QED diventa sempre più fondamentale) quando viene spostato nel vuoto tra due punti che differiscono di 1 Volt in termini di potenziale all’interno di un campo elettromagnetico.

In poche parole, si misura l’energia potenziale per unità di carica. Un po’ come succede quando si sposta una particella all’interno di un campo gravitazionale. Lo spostamento causa una differenza di energia potenziale (andate a leggere la fisica addormentata…), ossia la forza gravitazionale compie un certo lavoro, per spostare la particella da un luogo a un altro. Dividendo per la massa della particella si ha il potenziale. Insomma, in modo molto rozzo, si misura quanto lavoro si deve fare (lavoro in senso fisico) per spostare una particella carica (elettrone) all’interno di un campo elettromagnetico. Eh sì, con le particelle non è facile usare una bilancia per misurare la massa…

Senza poter andare ancora più a fondo, possiamo dire che un raggio cosmico diventa un UHE se ha un’energia superiore a 10¹⁸ eV. Non fatemelo descrivere a parole, ma sono miliardi di miliardi di elettronvolt…. Si considerano invece raggi cosmici di estrema energia quelli che superano i 5 10¹⁹ eV. Questo è un limite teorico che si riferisce a una distanza percorsa di circa 160 milioni di anni luce. Nessuna particella che abbia percorso una distanza maggiore potrebbe conservare questa energia a causa delle interazioni di scattering con i fotoni del rumore cosmico di fondo (ancora una volta la QED ci fa “vedere” come può capitare attraverso la terza lettera dell’alfabeto). E’ invece possibile superarla per sorgenti più vicine a noi.  Se rilevassimo energie superiori vorrebbe dire che il raggio cosmico “mostruosamente” energetico è nato nel nostro superammasso locale galattico.

Pensate che dal 2004 al 2007, l’unico strumento terrestre in grado di catturare questi segnali in modo soddisfacente (il Pierre Auger Observatory) ne ha contati solo 27 superiori a 5.7 10¹⁹ eV, ossia circa un evento ogni quattro settimane nei 3000 km² analizzati dall’osservatorio.

Le sorgenti di questi raggi hanno preso un nome particolare: Zevatroni. Il nome deriva dal valore energetico di 10²¹ eV, ossia 1 ZeV, che dovrebbero avere alla partenza dalla sorgente. Vi è un’analogia con quanto si è riusciti a fare in laboratorio. Nel Lawrence Berkeley National Laboratory si raggiunse e si coniò il termine Bevatrone. Nel Fermi Lab si ottenne il Tevatrone. L’unico laboratorio in cui si riesce a raggiungere l’energia del Zevatrone è un’ipotetica sorgente cosmica, ancora irraggiungibile nei laboratori (e ancora misteriosa).  Sarebbe bello andare a fare gli esperimenti nei pressi di queste sorgenti, ma il viaggio è ancora un po’ difficoltoso…

Alcuni pensano che possano identificarsi con i nuclei galattici attivi (AGN) molto vicini, come quello di M87, attraverso i loro getti polari. Un piccolo inciso di tipo “culturale”: quando gli astrofili puntano il loro strumento su M87 pensino che il buco nero centrale potrebbe accelerare, nei suoi getti,  nuclei di ferro fino a qualche Zev.  Nuclei di ferro, ossia piccoli proiettili metallici. Insomma, un vero e proprio fucile mitragliatore. Per adesso, è ancora un’ipotesi non confermata. Comunque, soffermatevi un attimo, tra una foto e l’altra, su questa idea: l’Universo apparirà subito molto più bello e affascinante dell’ immagine ultratecnologica ottenuta…

Si sono misurate energie anche superiori (e quindi particelle lanciate da sorgenti molto più vicine). La più celebre ha un nome che è tutto un programma: Oh-My-God (Oh mio Dio!). Era il 15 ottobre del 1991. L’energia misurata è stata di 3x10²⁰ eV, un valore che i nostri laboratori ancora si sognano… Per essere esatti, nei laboratori terrestri si arriva a energie 40 milioni di volte più basse. Una particella veramente pazzesca, dato che la sua energia ha superato di 20 milioni di volte quella dei raggi cosmici più energetici rilevati fino a quel momento.

Se la particella fosse stata un protone, la sua velocità sarebbe stata di 0.9999999999999999999999951c, ossia solo 1,5 femtometri al secondo più lenta di c! Un  femtometro è pari 10^{-15 m}. Per scherzare un poco, si potrebbe pensare a una gara di corsa tra un fotone e la particella Oh-My-God. Percorso rettilineo (nello Spazio c’è tanto … spazio) e durata della sfida uguale a un anno. Bene, il distacco finale tra i due contendenti sarebbe di 46 nanometri, ossia 46 miliardesimi di metro a favore del fotone. Un arrivo al fotofinish! Per arrivare a un vantaggio di 1 cm ci vorrebbe una gara di 220 000 anni.

Dopo questa breve “competizione sportiva” tra le particelle più energetiche che ci vengono a visitare, vediamo come si potrebbe rivelarne un po’ di più delle attuali 27 in tre anni. Lo strumento si sta costruendo e ha il nome di Square Kilometre Array (SKA). Esso sarà formato da una serie di radio telescopi tali da formare una superficie totale di raccolta uguale a un chilometro quadrato. Tuttavia, le varie antenne saranno distribuite su un’area geografica ben più estesa, che coprirà il Sud Africa e l’Australia, in modo da ottenere una distanza massima totale (un diametro effettivo) di 3000 km. Questa è la distanza che comanda il potere risolutivo (di cui abbiamo appena parlato), mentre il chilometro quadrato è l’area di raccolta, ossia quella che indica quanta “luce” (onde radio) si riescono a raccogliere. Sono due cose ben diverse e non fate confusione, mi raccomando…

I nuclei centrali dello SKA sono già in funzione. Con tale strumento in azione si farebbero cose meravigliose. Una fra tutte: la ricezione della riga a 21 cm dell’idrogeno neutro, dovuta all’inversione dell’asse di rotazione dell’elettrone (detto in modo MOLTO semplicistico). E’ un segnale che l’atomo di idrogeno manda nello spazio anche quando è neutro, ossia non è ionizzato. I più preparati hanno già capito l’importanza.

Qual’era il periodo in cui tutti gli atomi di idrogeno erano neutri e non producevano luce? Proprio l’era oscura, quella in cui si sono formate le prime stelle e galassie. La riga a 21 cm ci permetterebbe di leggere in mezzo alla nebbia dell’Universo, poche centinaia di migliaia di anni dopo il Big Bang. Una riga che è proprio come un faro antinebbia! Ancora una volta la spettroscopia la fa da padrone… Speriamo di avere tempo a proseguire a raccontarla…

Torniamo a noi

Come dice la celebre pubblicità: “Per una grande parete ci vuole un grande pennello”, così potremmo dire: “Per un grande ricevitore ci vuole una gran numero di particelle”. Guardare solo gli impatti sulla nostra atmosfera sarebbe un vero spreco

In modo molto elementare e semplificato ci viene in aiuto la Fig. 1. Poniamo che lo SKA sia formato dalle due antenne A e B, poste sulla superficie terrestre. Ognuna di esse ha un campo visivo, ossia può coprire una certa zona di cielo. In altre parole copre un certo angolo ϑ che consideriamo uguale per ogni antenna. Ovviamente le due antenne devono guardare la stessa zona di cielo, se no non si potrebbero sommare le intensità delle onde radio ricevute.

Poniamo adesso che la sorgente misteriosa invii i suoi raggi cosmici nella direzione delle frecce gialle. Se le antenne cercassero i raggi cosmici nel loro impatto con l’atmosfera guarderebbero verso la zona ST, estremamente piccola. Tuttavia, a circa 400 000 km da noi vi è una zona ben più estesa in cui vi sarebbe l’impatto dei raggi cosmici. Questo specie di scudo (SL) è la Luna, contro la quale picchierebbero ben più raggi cosmici rispetto a quelli della piccola zona ST. Sì, l’interazione, e la formazione della catena di particelle secondarie che emettono nel radio, sarebbe più lontana, ma lo SKA ha tutte le capacità di leggerla perfettamente.

Ci si aspettano almeno 165 UHECR all’anno contro i 15 attuali. Un fattore dieci non è poco per le particelle più energetiche dell’Universo e potrebbe aiutare a scoprirne l’origine. Ovviamente lo SKA non farebbe solo quello, ma mille altre cose mai ottenute prima. Non ci resta che aspettare qualche anno. La Luna non ha fretta…

Sapete quanto io sia “imbranato” nelle questioni informatiche e quindi vi traduco letteralmente il traffico di informazione di dati che nascerà per far lavorare lo SKA. Esso produrrà un traffico circa dieci volte superiore a quello attuale globale di internet. Il play back di un giorno lavorativo dello SKA, tradotto in versione MP3 (?), avrebbe bisogno di due milioni di anni per essere ascoltato!

Prima di concludere… una domanda ai chiacchieroni (ma spero a tutti i lettori): “Vi piace questo modo più “ampio” di trattare le news? Ossia, cercare di inquadrare la notizia cercando di spiegare molto “rozzamente”  le varie problematiche che vengono toccate?”.

Impiego, ovviamente, più tempo e quindi sono costretto a ridurre le news e richiamare solo le più interessanti (almeno per me). D’altra parte, però, molte tessere del puzzle fisico e astrofisico si metterebbero a posto attraverso incastri continui.

Boh… ditemi qualcosa…

Per maggiori informazioni sullo scudo lunare, potete andare QUI