Tesi disponibili

Nell'ambito dei diversi progetti di ricerca sono disponibili delle proposte di tesi. Gli studenti interessati possono prendere direttamente contatto.

Previsioni del flusso di raggi cosmici per il ciclo solare 25	L’attività del sole sta raggiungendo i suoi livelli minimi a indicare che l’attuale ciclo solare è al suo tramonto. Un ciclo solare copre un tempo di circa 11 anni (che diventano 22 se si tiene in considerazione anche l’inversione della polarità magnetica del campo interplanetario) tra un minimo e quello successivo. Nel mezzo un periodo di massimo solare caratterizzato da una vivace attività della nostra stella in termini di macchie solari, eventi esplosivi di particelle (SEP) e disturbi geomagnetici. Lo studio dell’attività solare è importante per poter prevedere l’intensità della radiazione cosmica che permea lo spazio interplanetario. Il modello HelMod sviluppato presso l’INFN di Milano-Bicocca è in grado di effettuare previsioni del flusso dei raggi cosmici galattici fino a 22 anni nel futuro, dimostrando capacità performanti anche per periodi di alta attività solare, che per loro natura sono più caotici. Il lavoro di studio consiste nel verificare, alla luce della letteratura attuale, la procedura attualmente implementata in HelMod comparando il risultato con gli algoritmi predittivi in uso presso le agenzie spaziali o di nuova concezione.
Studio degli effetti di deriva magnetica sul flusso di raggi cosmici galattici che propagano all’interno di un modello 3D dell’eliosfera	Il campo magnetico generato dal Sole viene trasportato dal Vento Solare fino ad una distanza di circa 100 U.A. (Unità Astronomiche). Il meccanismo che descrive il campo magnetico interplanetario è stato proposto a Parker già nel 1958 che descrisse una struttura a spirale delle linee di campo dovuto ai fattori combinati di rotazione solare ed espansione del vento solare. Durante questa espansione viene a formarsi uno strato detto “di corrente neutra” che divide l’eliosfera in due emisferi con polarità magnetica opposta. I raggi cosmici che attraversano tale strato subiscono un effetto di deriva magnetica che può favorire o meno la propagazione all’interno del mezzo interplanetario. Il lavoro di studio consiste nello sviluppare, partendo dalla letteratura attuale, una descrizione della Neutral Sheet che includa i recenti sviluppi in questo campo valutandone gli effetti sulla propagazione all’orbita terrestre comparata con l’attuale modello standard 2-Dimensionale.
Drift magnetico dei raggi cosmici in un modello 3D dell’eliosfera	Il campo magnetico generato dal Sole viene trasportato dal Vento Solare attraverso l’inner heliosphere fino alla regione più esterna (detta Heliosheat) che ingloba il nostro sistema planetario come una bolla all’interno del mezzo interstellare. Il meccanismo che descrive il campo magnetico interplanetario generato dal Sole è stato proposto a Parker già nel 1958 che descrisse una struttura a spirale delle linee di campo dovuto ai fattori combinati di rotazione solare ed espansione del vento solare. I raggi cosmici che attraversano questo subiscono un processo di trasporto che include diffusione, convezione e deriva magnetica. Sebbene il processo di diffusione sia il meccanismo dominante, la deriva magnetica ha un ruolo molto importante nella descrizione dell’evoluzione temporale dell’intensità dei raggi cosmici misurati a Terra e rappresenta l’unico meccanismo fisico dipendente dalla carica all’interno del modello. La transizione tra i minimi di attività solare e i massimi (con un ciclo continuo di 11 anni tra due minimi consecutivi, 22anni per ritornare alla configurazione magnetica di partenza) comporta delle deformazioni della struttura del campo magnetico che diminuiscono l’efficienza del processo di deriva magnetica. Il lavoro di sviluppo consiste nel compare le stime del flusso di raggi cosmici galattiche, ottenute attraverso un programma di simulazione Monte Carlo 2-dimensionale, con le stesse ma in un ambiente 3-dimensionale, includendo quindi anche effetti di deriva magnetica longitudinale, osservabili dalle misure sperimentali usando una risoluzione temporale giornaliera. Inoltre, il campo magnetico nella parte esterna dell’eliosfera potrebbe mantenere un residuo di struttura anche oltre il confine naturale detto “Termination Shock”. Il lavoro intende quindi valutare gli effetti residui del processo di deriva magnetica all’interno dell’ Heliosheat comparando i risultati ottenuti con le misure in-situ delle sonde voyager.
GPU Parallel computing applied to GCRs transport in the heliosphere	L’equazione del trasporto dei raggi cosmici attraverso l’eliosfera, denominata Equazione di Parker, viene risolta attraverso metodi numerici. Gli sviluppi nella velocità dei calcolatori hanno permesso lo sviluppo di metodologie Monte Carlo in grado di risolvere con grande precisione anche i modelli più complessi. In particolare, la classe di equazione a cui appartiene l’equazione del traporto di Parker può essere risolta attraverso la risoluzione numerica di equazioni differenziali stocastiche equivalenti. La peculiarità di tale metodologia è di essere particolarmente adatta al calcolo parallelo rendendo così possibile la produzione su larga scala di una moltitudine di classi di soluzione. In particolare, è quindi possibile studiare anche le evoluzioni temporali del mezzo interplanetario nel quale i raggi cosmici propagano, ancorché definire il contributo allo spettro osservato legato a sorgenti locali come Giove. Il lavoro di ricerca e sviluppo consiste nel realizzare un modello di propagazione dei raggi cosmici galattici attraverso l’impiego di un metodo Monte Carlo per le GPU. Le GPU rappresentano ad oggi il punto più avanzato del calcolo parallelo, riuscendo ad ottimizzare in hardware compatti la potenza di calcolo di migliaia di processori.
GCR Diffusion Tensor in the heliosphere	I raggi cosmici galattici che attraversano il mezzo interplanetario subiscono un processo di diffusione legato all’interazione con le fluttuazioni turbolente del campo magnetico congelato nel vento solare. Da un punto di vista matematico questo processo viene descritto da un’equazione di Fokker Plank il cui parametro principale è il tensore di diffusione. La forma del tensore è legata alla geometria del campo delle fluttuazioni e viene comunemente stimata attraverso una serie di ipotesi empiriche. Il lavoro di ricerca consiste nell'interpretare le osservazioni sperimentali delle fluttuazioni del campo magnetico con le derivazioni del tensore di diffusione attualmente note in letteratura. Si propone quindi di realizzare una nuova derivazione del tensore di diffusione che sia in grado di descrivere la variazione temporale e spaziale del flusso di raggi cosmici, dalla parte più interna fino al bordo esterno dell’eliosfera.
Contributo dello spettro di RC Gioviani al flusso totale di raggi cosmici	Lo spazio Interplanetario è permeato da una radiazione di particelle ionizzanti denominate genericamente “raggi cosmici”. La natura, l’origine e la propagazione dei raggi cosmici è variegata. La componente principale è di origine galattica, generata e accelerata dalle supernove, che convive con un flusso continuo generato dalla nostra stella e che, durante eventi estremamente energetici, può diventare la componente principale. Tra le possibili sorgenti note, la magnetosfera di Giove è in grado di accelerare particelle cariche, come osservato dalle missioni attorno al gigante gassoso. Ciononostante, non è ancora del tutto noto lo spettro ad alta energia prodotto, ma alcuni effetti, che si suppone siano ad esso legati, sono stati osservati sia nello spettro degli elettroni che in quello dei protoni. Il lavoro di studio consiste nello stimare il contributo in flusso di raggi cosmici gioviani di bassa energia, osservabili all’orbita terrestre utilizzando sia osservazioni in situ che ricostruzioni Monte Carlo.
Spettri Interstellari dei Raggi Cosmici nell’era di Voyager e AMS-02	Dalla Loro scoperta, poco più di 100 anni fa, ad oggi, lo studio dei Raggi Cosmici Galattici è stato possibile grazie alla combinazione di osservatori terrestri e orbitali. La presenza dell’atmosfera, del campo magnetico terrestre e quello solare rendono difficoltosa la misura diretta dei raggi cosmici. Le Sonde Voyagers da diversi anni stanno effettuando misure dirette dello spazio interstellare permettendoci così di avere, per la prima volta nella storia, una misura diretta dello spettro locale interstellare (i.e. senza le modulazioni introdotte dal campo magnetico generato dal Sole). AMS-02 ha inaugurato l’era degli spettrometri magnetici in orbita, trasferendo così nello spazio la tecnologia sviluppata nella fisica degli acceleratori sotterranei. Le informazioni combinate tra i due esperimenti hanno dato vita a studi sempre più accurati sulla forma dello spettro interstellare e la sua evoluzione durante la propagazione dalla sorgente all’osservatore locale. Il lavoro di studio consiste nel combinare assieme questi studi per proporre una visione comprensiva e sistematica che includa gli spettri di raggi cosmici dai protoni (Z=1) fino al Ferro (Z=26).
Ricerca di segnali di raggi cosmici gioviani con i rivelatori SREM	Il quinto pianeta del nostro sistema solare (Giove) agisce come una sorgente locale di raggi cosmici. Questi vengono osservati negli spettri a bassa energia degli elettroni (circa 1-40MeV). Il processo di accelerazione che avviene nella magnetosfera gioviana non consente di fornire sufficiente energia per generare una segnatura chiara della propria presenza anche ad energie maggiori. Recenti misure effettuate dallo spettrometro PAMELA hanno messo in evidenza la presenza di una periodicità nello spettro dei raggi cosmici di energia intermedia (circa 0.1-1 GeV/nuc) osservati in orbita terrestre che, secondo gli autori, è fortemente correlata con una possibile sorgente gioviana. Tale osservazione al momento non è stata ancora confermata. L’ESA (l’agenzia spaziale europea) ha dotato diverse delle sue missioni di un rivelatore di raggi cosmici i cui dati sono rilasciati pubblicamente per studi ingegneristici e scientifici, coprendo un periodo di osservazione di oltre 15 anni. Il lavoro di studio consiste nell'analizzare i dati disponibili dagli SREM realizzando un periodogramma verificando la presenza o meno delle diverse periodicità temporali osservate.
Evoluzione temporale del profilo latitudinale del Vento Solare	Il Sole rilascia un flusso di plasma continuo che, accelerato nella corona solare, prende il nome di Vento Solare. Grazie alle sue proprietà magnetoidrodinamiche, il Vento solare è in grado di trasportare a grande distanza il campo magnetico solare definendo così lo spazio interplanetario denominato Eliosfera. Misurazioni della velocità del vento solare fuori dal piano dell’eclittica hanno mostrato come esista una differenza di velocità di emissione nella regione equatoriale (ca. 400 km/s) rispetto alla regione polare solare (ca 750 km/s). Tale differenza si annulla durante il periodo di alta attività solare mentre è chiaramente osservabile nei periodi di bassa attività solare. Esistono diversi modelli, liberamente disponibili, che cercano di predire la velocità del vento solare alle diverse latitudini, ma finora nessuno di questi modelli è stato applicato nello studio dei raggi cosmici. Il lavoro di sviluppo consiste nello studio sistematico del profilo latitudinale del vento solare a partire da misurazione con l’ausilio di codici online disponibili. Il modello di evoluzione temporale così ottenuto verrà poi applicato nello studio dell’evoluzione temporale dei raggi cosmici al fine di migliorare i modelli predittivi esistenti.