Известия РАН. Серия физическая, 2019, T. 83, № 8, стр. 1073-1076

ВВЕДЕНИЕ

Эксперимент ПАМЕЛА [1] проводился на борту спутника “Ресурс ДК1”, запуск которого состоялся 15 июня 2006 г. Спутник был запущен на эллиптическую орбиту (высота 350–600 км, наклонение 70.4°). Основная цель эксперимента – изучение энергетических спектров частиц и античастиц космического излучения в широком интервале энергий от десятков МэВ до нескольких ТэВ.

Эксперимент проводился с использованием уникального прибора, состоящего из магнитного спектрометра на основе постоянного магнита ~0.4 Тл, окруженного детекторами антисовпадений, позиционно-чувствительного калориметра, времяпролетной системы, сцинтилляционного ливневого счетчика, а также нейтронного детектора. Трекер магнитного спектрометра имеет 6 стриповых кремниевых плоскостей, которые измеряют координаты трека с точностью до 3 мкм, что позволяет определить знак заряда частиц и их жесткость вплоть до ~1 ТэВ по отклонению в магнитном поле. Позиционно-чувствительный калориметр состоит из 22 стриповых кремниевых детекторов, прослоенных вольфрамовыми пластинами толщиной 0.26 см каждая. Суммарная толщина поглотителя соответствует 16.3 Х_о (радиационной длины). Времяпролетная система обладает разрешением около 300 пс, что дает возможность полностью отсечь частицы, летящие снизу. Геометрический фактор магнитного спектрометра составляет 21.6 см² ⋅ ср.

Измерения отношения потоков позитронов к суммарному потоку электронов и позитронов в эксперименте ПАМЕЛА [2], подтвержденные последующими данными FERMI-LAT и AMS-02 [3, 4], показали, что оно увеличивается с ростом энергии, начиная с 5 ГэВ в противоположность “стандартной” диффузионной модели генерации и распространения космических лучей. Этот рост может означать существование источников первичных позитронов, в том числе, связанных с гипотетической темной материей.

При низких энергиях E < 5 ГэВ полученное в эксперименте ПАМЕЛА отношение потока позитронов к суммарному потоку электронов и позитронов Fe⁺/F(e⁺ + e^–) оказалось заметно ниже, чем в предыдущих стратосферных измерениях, проведенных в период положительной полярности межпланетного поля А > 0 в 80–90 гг. [2]. Как известно, солнечный ветер и межпланетное магнитное поле (ММП) влияют на распространение космических лучей с энергиями менее 10 ГэВ, модулируя их энергетический спектр [5]. Эффект модуляции зависит в первую очередь от уровня солнечной активности и параметров ММП. В минимуме солнечной активности модуляция минимальна и космические лучи имеют максимальную интенсивность вблизи Земли. Так как направление дрейфа, связанного с изменением направления и величины ММП, зависит от знака заряда частицы, то это может привести к зависимости модуляции от знака заряда. В частности, электроны и позитроны должны модулироваться по-разному в периоды положительной и отрицательной полярности ММП [5]. Действительно, при измерениях в 2006–2015 гг. в эксперименте ПАМЕЛА было обнаружено изменение соотношения потоков позитронов и электронов [1, 7] при смене полярности МПП, которая произошла в 2013–2014 гг. [6]. После смены полярности происходило быстрое увеличение отношения потоков позитронов и электронов и в конце 2015 г оно практически вышло на уровень 90-х гг. [7].

Таким образом, изучение потоков электронов и позитронов галактических космических лучей в широком интервале энергий дает уникальную информацию об их источниках и распространении с межзвездном пространстве и гелиосфере. Обзор основных результатов эксперимента ПАМЕЛА, полученных по данным за 2006–2009 гг. приведен в работе [1]. В данной работе представлены новые данные, полученные при обработке всего массива информации, накопленной в эксперименте ПАМЕЛА за 10 лет работы на околоземной орбите с июня 2006 г. по январь 2016 г.

1. АНАЛИЗ ДАННЫХ

Для анализа были отобраны события, имеющие одиночный трек в магнитном спектрометре, время пролета, соответствующее движению в прямом направлении, и энерговыделение в детекторах, соответствующее заряду |Z| = 1. Эффективность трекера магнитного спектрометра прибора ПАМЕЛА уменьшалась со временем. В данной работе, в отличие от работ [1, 7], для увеличения статистической обеспеченности были использованы “мягкие” критерии для отбора треков по числу точек, используемых для определения кривизны и направления трека (три точки в отклоняющей проекции Х и две в проекции Y). Дополнительная проверка качества отобранных треков проводилась по данным калориметра и времяпролетной системы. Для выделения электронов и позитронов на фоне протонов были использованы различия адронных и электромагнитных каскадов в калориметре, связанные с начальными точками развития ливней, их продольными и поперечными профилями [1, 2, 7]. Кроме того, для лучшего подавления фона пионов, рожденных при неупругих взаимодействиях в самом приборе, при низких энергиях отбирались только релятивистские частицы, имеющие скорость β > 0.9, для которых отсутствовали сигналы в системе антисовпадений, ливневом счетчике и нейтронном детекторе. Напротив, при высоких энергиях проверка сигналов в системе антисовпадений не проводилась для уменьшения потерь событий из-за так называемого “обратного тока”, образованного вторичными частицами электромагнитного ливня в самом приборе. Выше ~100 ГэВ энергия электронов и позитронов определялась по данным калориметра. Для анализа потоков космического излучения были отобраны события, зарегистрированные в полярных областях с жесткостью, превышающей порог геомагнитного обрезания в 1.3 раза, чтобы исключить влияние магнитного поля Земли на результаты измерений. Всего было выделено ~10⁶ электронов и позитронов первичного космического излучения, из них ~10³ событий с энергией выше 100 ГэВ.

2. РЕЗУЛЬТАТЫ

Дифференциальный энергетический спектр суммарного потока электронов и позитронов галактических космических лучей показан на рис. 1. Для сравнения приведены данные недавних экспериментов AMS-02 [8], Fermi-LAT [9], DAMPE [10], CALET [11]. Характерной особенностью спектра является его обрезание при высоких энергиях, которое отчетливо проявляется при энергиях выше ~ТэВ [9–13]. Несмотря на то, что результаты экспериментов близки друг к другу, высокая статистическая обеспеченность данных выводит на первый план систематические ошибки, связанные с точным определением характеристик приборов. Из рисунка видно, что в области энергий от ~100 ГэВ до ~1 ТэВ наблюдаются систематические различия в измерениях потоков, что, конечно, затрудняет поиск особенностей в спектрах и интерпретацию результатов. Магнитный спектрометр ПАМЕЛА имеет меньшую светосилу, чем многие современные приборы [8–13], и несмотря на более продолжительную работу, накопленная статистика существенно меньше. С другой стороны, при отборе событий имеется возможность сравнивать данные магнитного анализа с топологическими особенностями развития каскада в калориметре, что повышает надежность идентификации частиц и точность определения их характеристик. Из рис. 1 видно, что результаты эксперимента лучше согласуются с прецизионными измерениями спектрометра AMS-02, также основанного на магнитном анализе и калориметрических данных, и дополнительно включающего в анализ информацию детектора переходного излучения, и с данными прибора CALET, который оснащен глубоким ионизационным калориметром. Данные приборов Fermi-LAT и DAMPE лежат систематически выше. На рис. 1 показан также спектр, полученный по данным только одного калориметра прибора ПАМЕЛА в работе [14 ] . Информации калориметра недостаточно для полного удаления фона протонов. Темп счета фоновых событий был оценен в работе [14 ] по данным моделирования и вычтен из измеренного темпа счета.

Рис. 1.

Дифференциальный энергетический спектр суммарного потока электронов и позитронов около Земли по данным спектрометра “ПАМЕЛА” (квадраты). Для сравнения на рисунке приведены данные экспериментов AMS-02 [8] (открытые квадраты), Fermi-LAT [9] (ромбы), DAMPE [10] (открытые кружки), CALET [11] (треугольники) и данные одного калориметра ПАМЕЛА [14 ] (темные кружки).

На рис. 2 показано полученное в эксперименте отношение потоков протонов и электронов в зависимости от времени в интервале жесткостей R = 0.5−2.2 ГВ. Весь период наблюдений разбит на равные интервалы по 20 дней каждый. Максимум отношения наблюдался в конце 2009 г., и он совпадал с минимумом солнечной активности и максимумом в темпе счета протонов. Начиная с 2010 г. отношение потоков протонов и электронов p/e начинает уменьшаться, а с 2011 по 2013 г. в фазе роста солнечной активности остается практически постоянным. Смена полярности произошла в 2013–2014 гг. [6]. С этого времени происходило быстрое увеличение отношения. Приведенная на рис. 2 зависимость во многом повторяет поведение отношения потоков позитронов к электронам от времени [7], но, в силу большей статистической обеспеченности данных, на ней видны особенности, связанные с более быстропротекающими процессами в гелиосфере. Уникальность одновременных измерений вариаций электронов, позитронов и протонов заключается в том, что они позволяют определить вклад дрейфовых процессов в эффект модуляции космических лучей, что исключительно важно для разработки теоретических моделей [5].

Рис. 2.

Наблюдаемое отношение потоков протонов и электронов в околоземном космическом пространстве по данным эксперимента “ПАМЕЛА” с июля 2006 по январь 2015 г. в интервале жесткостей R = = 0.5–2.2 ГВ. Полоса обозначает период смены полярности ММП.

Работа была поддержана грантом РФФИ № 18-02-00656.