Enrico Costa (enrico.costa@iaps.inaf.it)

2 esperimenti a Astronomia X

Da eseguirsi presso il Gruppo di Astrofisica delle Alte Energie dello IAPS – INAF Tor Vergata

Esperimento  su esperimento di timing (LOFT)

Yuri.evangelista@iaps.inaf.it

Esperimento di polarimetria XFabio.muleri@iaps.inaf.it

Laboratorio di Astrofisica – 2012/12/20

LOFT (Large Observatory for XLOFT (Large Observatory for X‐‐ray Timing)ray Timing)is an astronomy mission under study at the is an astronomy mission under study at the European Space Agency. European Space Agency. It is designed to answer fundamental It is designed to answer fundamental questions about the General Relativity and questions about the General Relativity and Fundamental PhysicsFundamental Physics

http://www.isdc.unige.ch/loft/

Laboratorio di Astrofisica – 2012/12/20

High‐time‐resolution X‐ray observations of compact objects (neutron stars and black holes) provide a unique tool to investigate strong‐field gravity, giving direct access to 

measurements of black hole masses and spins, and to study the  state of matter at supra‐

nuclear density.

Thanks to an innovative design and the development of large monolithic silicon drift detectors, the Large Area Detector (LAD) on board LOFT achieves a sensitive area of ~10 m2 (about 20 times larger than any previous X‐ray mission).With this large area and a good spectral resolution, LOFT will revolutionise the study of collapsed objects, yielding unprecedented information on strongly curved spacetimes and matter under extreme conditions of pressure and magnetic field strength.

QCD Phase DiagramQCD Phase Diagram

‐ Little known on the properties of bulk matter at supernuclear deLittle known on the properties of bulk matter at supernuclear densitiesnsities

‐‐ Color Flavor Locked (CFL) phaseColor Flavor Locked (CFL) phase

expected asymptotically (high mu)expected asymptotically (high mu)

‐‐ Quark Gluon Phase at high T and muQuark Gluon Phase at high T and mu

‐‐ Gas and liquid phases of nuclei at low muGas and liquid phases of nuclei at low mu

‐‐ Normal Quark phase or other exotic Normal Quark phase or other exotic 

Phases  in between (e.g. twoPhases  in between (e.g. two‐‐flflavor  avor  

color superconducting phase(2SC), color superconducting phase(2SC), 

gapless  2SC phase) gapless  2SC phase) 

Heavy ion collision experiment sample the highHeavy ion collision experiment sample the high‐‐energy regimeenergy regime

(> 100 GeV/nucleon, i.e. high T in the diagram)(> 100 GeV/nucleon, i.e. high T in the diagram)

Low energy regime can only be studied through compact stars Low energy regime can only be studied through compact stars 

Dense Matter Diagnostic:Dense Matter Diagnostic:Neutron star structure and equation of state (EOS)Neutron star structure and equation of state (EOS)

Courtesy Lattimer/Morsink

• Different hypotheses includeDifferent hypotheses includedifferent particle species anddifferent particle species andphases of matter in the corephases of matter in the core

•• Each of the possible equations Each of the possible equations of state (EOS) provides differentof state (EOS) provides differentpredictions about the possiblepredictions about the possiblemasses and radii of NS.masses and radii of NS.

•• Major goal of studying NS is to Major goal of studying NS is to make measurements that constrainmake measurements that constrainthe EOS of dense matter.the EOS of dense matter.

Dense Matter Diagnostic:Dense Matter Diagnostic:Neutron star structure and equation of state (EOS)Neutron star structure and equation of state (EOS)

Strong Gravity Strong Gravity 

Relativistic binary radio pulsarsRelativistic binary radio pulsars

‐‐ Accurate test of gravity; several GR effects confirmed with veryAccurate test of gravity; several GR effects confirmed with very good accuracygood accuracy‐‐ BUT: direct measurements only at large radii (R~10BUT: direct measurements only at large radii (R~106 6 ‐‐101077 Schwarzschild radii)Schwarzschild radii)

Strong Field EffectsStrong Field Effects

Need to sample Radii close to Need to sample Radii close to 

the horizon (Rthe horizon (Rgg~ GM/c~ GM/c22): ): 

matter accretion into black matter accretion into black 

holes and neutron stars holes and neutron stars 

provides the best tool.provides the best tool.

‐‐ Last Stable Circular orbit, aka ISCO ( 6 RLast Stable Circular orbit, aka ISCO ( 6 Rg g ‐‐> 1 R> 1 Rgg))

‐‐Particle motion around ISCO and fundamental frequencies of motioParticle motion around ISCO and fundamental frequencies of motionn

‐‐Dragging of inertial frame Dragging of inertial frame 

‐‐Strong field light deflectionStrong field light deflection

‐‐Black hole mass and spin Black hole mass and spin 

Laboratorio di Astrofisica – 2012/12/20

Mechanical support, Power Distribution, Interfaces, …

Readout electronics(∼2.5 kg/m2)

Silicon Drift Detector(∼1.3 kg/m2)

Capillary Plate Collimator(∼5 kg/m2)

∼10 mm

Conceptual structure of the Large Area Detector (LAD)

Laboratorio di Astrofisica – 2012/12/20

A prototype of one of the more than 2000 silicon detectors that will form the  scientific  instruments  of  LOFT. The  detector,  which  has  been conceived,  designed  and  built  in Italy, represents the state of the art of  X‐ray (and  particle)  detectors  in the World.

Lead‐glass microcapillary plates will be coupled with SDDs, limiting the FOV to ~1°.

The microcapillary plates are made of 6 mm thick lead glass with micrometric 

squared holes 

Laboratorio di Astrofisica – 2012/12/20

The lead‐glass microcapillary plate is made of a specific glass (Phillips 3502).

The Phillips 3502 composition (mass fraction) is:

• Si 22.2%• O 34.6%• N 3.0%• K 7.2%• Bi 5.5%• Pb 27.4% 

Laboratorio di Astrofisica – 2012/12/20

The  naturally  occurring  potassium  element  contains  approximately 0.0117% of  the radioactive isotope 40K. Such a radioactivity will contribute to the LOFT/LAD background.Accurate knowledge of this background component is of paramount importance for LOFT.

The proposed laboratory experience is finalized to really measure this component of the LOFT 

background, by using a test set‐up composed of a Silicon detector and a representative 

prototype of the LOFT capillary plate collimator.

Perche’ Polarimetria in Banda X

• Determinare i processi fisici responsabili della emissione.

• Determinare la geometria  delle sorgenti.

• Studiare la fisica fondamentale in regimie di gravita’ e di campo magnetico non accessibili ad esperimenti sulla terra.

• Studiare effetti  legati alla gravita’ quantistica.

Resti di supernovae con PulsarMisura positiva integrata della nebulosa del Granchio ma senza il contributo della Pulsar.

P = 19.2 ± 1.0 % θ = 156.4o ± 1.4o

I  satelliti per  astronomia X  ad  immagine moderni  hanno  mostrato  che  la  struttura  e’ molto  piu’complessa. 

La  polarimetria  X  ad  immagine  permette  di determinare la struttura dei campi magnetici locali  e le caratteristiche della emissione.                   

(1)I  parametri  geometrici,  il  meccanismo  di emissione della pulsar e  la generazione   del vento di particelle.

(2)  Come  il  vento  della  pulsar  forma  le  diverse strutture interagendo con il gas interstellare.

PSRPSR

NW jetNW jet

SE jetSE jet

Inner torusInner torus

Outer torusOuter torus

f.o.v.f.o.v.

p.s.f.p.s.f.

Shibata et al.2003Shibata et al.2003

Effetti di   gravita’ forte in presenza di un buco nero. 

La distorsione della riga del ferro  ha dato sinora risultati contrastanti.                          La polarimetria X puo’ risultare decisiva per individuare la presenza di un buco nero e 

determinarne lo spin.

L’angolo di polarizzazione ruota con l’energia in modo dipendente dal suo spin.

Connors & Stark, Nature 1975.

Stark &Connors, Nature 1975.

Come si misura la polarizzazione dei raggi X con un dispositivo ad immagine ?

Un  fotone attraversa una  finestra di Berillio e  interagisce con  il gas con  la emissione di un fotoelettrone.  La  direzione  di  emissione  del  fotoelettrone  dipende  dalla  direzione  di polarizzazione del fotone. Facendo l’immagine della traccia si ricava la direzione di emissione del fotoelettrone e quindi quella di polarizzazione. Non si usa pero’ una CCD ma un ASIC.

( ) ( )( )( )4

222

4

5

2

cos124

137cossin2

7

θβϕθ

ν∂∂σ

−⎟⎟⎠

⎞⎜⎜⎝

⎛=

Ω hmcZ

ro

Costa et al., Nature 2001

Allo IAPS di Roma abbiamo sviluppato una struttura per la produzione di raggi X polarizzati.

keV Crystal Line Bragg angle1.65 ADP(101) CONT 45.02.01 PET(002) CONT 45.02.29 Rh(001) Mo Lα 45.32.61 Graphite CONT 45.03.7 Al(111) Ca Kα 45.94.5 CaF2(220) Ti Kα 45.45.9 LiF(002) 55Fe 47.66.4 Si(400) FeK α 45.58.05 Ge(333) Cu Kα 45.09.7 FLi(420) Au Lα 45.1 17.4 Fli(800) Mo Kα 44.8

Facility allo IAPS di Roma Vista del tubo a raggi X, del polarizzatore e del Gas Pixel Detector.

Capillary plate (3 cm Ø) Cristalli di Alluminio e Grafite.

Spettro ad alta risoluzione di fotoni prodotti da un tubo con anodo al Titanio e diffratti da un cristallo di PET.

(Muleri et al., SPIE, 2008)

PET

ADP: NH4H2PO4 PET : C10H8O4

L’astronomia X si puo’ fare solo dallo spazio  per  via  dell’assorbimento dell’ atmosfera.

Per  esperimenti  spaziali  si deve  pensare  a  sorgenti  di calibrazione  che  siano utilizzabili in volo.

Come si realizza una sorgente di  radiazione  polarizzata  da utilizzare  in  una  missione spaziale  ?.

NON si puo’ trasportare la facility in orbita !!!

L’esperienza dell’ anno scorsoMuleri et al.  SPIE 2012                                 (Con Studenti Lab II corso 2011)

Rocking curve del foglio PGS (Grafite sottile ma trattata termicamente)

Misura  della polarizzazione  dei  fotoni diffratti a                          2.6 keV  utilizzando  il polarimetro  X

L’ anno scorso abbiamo misurato con gli studenti di Lab  II  le caratteristiche come polarizzatore del foglio sottile (20 μm) di grafite PGS acquistato dalla PANASONIC .

L’ esperienza di quest’anno

Sino ad ora ci siamo concentrati sulla fattibilita’ della componente di bassa  energia  del polarizzatore da volo.

Quest’anno vogliamo dimostrare la fattibilita’ della componente di alta energia del calibratore.

La finalita’ del lavoro  e’qualla di proporre questa sorgente di calibrazione per polarimetri a raggi X alle prossime opportunita’ di missione.

• Introduzione alle tecniche proprie della Astronomia a raggi X (Con bibliografia)• Introduzione alle tecniche di analisi di fluorescenza e diffrazione di Bragg per Polarimetria 

X con rivelatori ad alta risoluzione energetica.• Rocking curve con il cristallo di fluoruro di Litio e la sorgente  di fluorescenza (55Fe).• Misura della polarizzazione prodotta per diffrazione a 45 gradi con il polarimetro X. 

Sede della esperienza IAPS/INAF c/o CNR Area di ricerca di Tor Vergata

http://www.artov.rm.cnr.it/sitoarea/Area/Dovesiamo.html

Collegamento tra l'Area di Ricerca Tor Vergata con la stazione Metro A Anagnina (Servizio Atac)  LINEA 509 (Ogni mezz’ora ultima corsa serale ore 19.30)

Disponibile un Bar e una Mensa : costo del pranzo completo circa 5 euro 

Muleri et al. SPIE 2007 (Con studenti del corso di Lab II 2007)

Una sorgente radioattiva di fluorescenza emette fotoni a 5.89 keV.

Da un  foglio di PVC vengono   estratti  fotoni di fluorescenza a 2.6 keV  dal cloro.

I fotoni a 2.6 keV vengono diffratti e polarizzati da un foglio di grafite sottile.

I fotoni a 5.89 keV vengono diffratti dal sottostante cristallo di Fluoruro di Litio.

La sorgente di radiazione polarizzata di calibrazione da volo.