Энергетические спектры позитронов и электронов в космических лучах тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.04.16, кандидат наук Михайлов, Владимир Владимирович

• Михайлов, Владимир Владимирович
• кандидат наук
• 2014

Оглавление диссертации кандидат наук Михайлов, Владимир Владимирович

Оглавление

Введение. Общая характеристика диссертационной работы 5

Глава 1. Обзор экспериментальных и теоретических исследований потоков

позитронов и электронов космического излучения на орбите Земли 12

1.1 Открытие первичных электронов и позитронов 13

1.2 Эксперименты по изучению галактических электронов и позитронов 16

1.3 Спектр позитронов 26

1.4 Теоретические модели ускорения и распространения космических электронов и позитронов в Галактике и гелиосфере 36

1.4.1 Источники электронов и позитронов 36

1.4.2 Распространение электронов в галактике 39

1.4.3 Анизотропия 43

1.4.4 Распространение космических лучей в гелиосфере 44

1.5 Наблюдение первичных космических частиц в магнитосфере Земли 45

1.6 Вторичные электроны и позитроны в околоземном космическом пространстве 47

1.6.1 Механизмы генерации потоков электронов и позитронов под

радиационным поясом Земли. 54

1.7 Заключение к главе 1. 57

Глава 2. Аппаратура на стриповых кремниевых детекторах для исследования

потоков заряженных частиц в ближайшем космическом пространстве 59

2.1 Спектрометр НИНА 62

2.1.1 Описание полупроводникового телескопа-спектрометра. 63

2.1.2 Методика идентификации зарегистрированных частиц. 72

2.1.3 Проведение экспериментов НИНА и НИНА-2 74

2.1 Заключение к главе 2. 79

Глава 3. Спектрометр ПАМЕЛА 81

2

3.1 Структура спектрометра. 81

3.1.1 Времяпролетная система 82

3.1.2 Магнитный спектрометр 84

3.1.3 Калориметр 8 7

3.1.4 Система антисовпадений 89

3.1.5 Детектор С4 и нейтронный детектор 89

3.1.6 Система сбора и обработки информации 90

3.2 Предполетные испытания. Калибровка на ускорителе 94

3.2.1 Наземные испытания 102

3.2.2 Наземный программный комплекс ПАМЕЛА 103

3.2.3 Проведение эксперимента на орбите 106

3.3 Расчет ориентации спектрометра 110

3.4 Заключение к главе 3. 112

Глава 4. Восстановление характеристик потоков электронов и позитронов в

эксперименте ПАМЕЛА 113

4.1 Идентификация электронов и позитронов в эксперименте ПАМЕЛА 113

4.2 Физические характеристики спектрометра 125

4.2.1 Экспериментальное определение эффективности детекторов

спектрометра ПАМЕЛА. 130

4.3 Методика восстановления энергетического спектра 133 4.3.1 Метод наименьшего направленного расхождения. 135

4.4 Экспериментальная проверка методики выделения электронов и позитронов и изучение фоновых условий на орбите 138

4.4.1 Измерение вторичных электронов и позитронов в эксперименте

ПАМЕЛА 142

4.4.2 Энергетические спектры электронов и позитронов в области

геомагнитного экватора под радиационным поясом 149

4.5 Заключение к главе 4 156

Глава 5. Результаты экспериментальных исследований потоков

высокоэнергичных электронов и позитронов космических лучей. 158

5.1 Отношения потоков первичных электронов и позитронов в космических лучах 158

5.1.1 Оценка фона 163

5.2 Результаты экспериментального изучения дифференциальных энергетических спектров первичных электронов и позитронов в околоземном космическом пространстве 174

5.3 Модуляция потоков электронов и позитронов в конце 23 цикла солнечной активности 177

5.4 Спектры протонов и антипротонов в эксперименте ПАМЕЛА 179

5.5 Заключение к главе 5 183 Глава 6. Интерпретация аномального эффекта ПАМЕЛА 184

6.1 Уточнения диффузионной модели 184

6.2 Пульсары и локальные источники КЛ. 193

6.3 Распад и аннигиляция темной материи как возможный источник дополнительного потока электронов и позитронов 199

6.4 Расчет влияния дополнительного источника на спектр электронов 207

6.5 Заключение к главе 6 210 Заключение 211 Список литературы 215

Введение. Общая характеристика диссертационной работы Актуальность темы

Электроны и позитроны являются одной из основных компонент космических лучей. Они обеспечивают информацию об источниках и распространении космических лучей, которая не может быть получена только при изучении ядерной составляющей. Это связано с особенностями в энергетических потерях электронов и позитронов при их движении в галактических магнитных полях. Синхротронное излучение и обратное комптоновское рассеяние ограничивают область, из которой частицы, ускоренные в источниках, могут достичь солнечной системы. С другой стороны, синхротронное излучение дает возможность определять спектры ускоренных электронов непосредственно около источников и показывает пространственное распределение частиц в Галактике. Считается, что значительная часть электронов ускоряется в окрестностях сверхновых, обычно эти электроны называют первичными. Большая же часть позитронов рождается во взаимодействиях ядерной составляющей космических лучей с межзвездной средой, то есть имеет вторичное происхождение, иногда ее называют диффузионной частью. Доля вторичных позитронов в электрон-позитронном компоненте должна быть около 10% в диффузионных моделях распространения космических лучей. Для каждой из моделей спектр вторичных позитронов у Земли может быть вычислен и сопоставлен с измерениями. Обнаружение особенностей в спектрах электронов и позитронов может указывать на новые источники космических лучей [1]. В частности, аннигиляция гипотетических частиц скрытой массы может дать наблюдаемые особенности в энергетическом спектре позитронов при высоких энергиях, поэтому изучение спектра позитронов является одним из многих косвенных методов поиска частиц темной материи. Задача идентификации частиц вездесущей темной

материи является наиважнейшей для космологии и физики элементарных частиц. И хотя существующие теории происхождения и распространения космических лучей в Галактике содержат много неопределенностей, тем не менее, сама задача так важна, что все пути, которые ведут к ее решению, должны быть исследованы, в том числе спектры космических излучений, включая позитроны.

Таким образом, представляется несомненным, что изучение зависимостей интенсивности позитронов 1е+(Е) и электронов 1С.(Е) от энергии представляет значительный интерес и до настоящего времени уже были предприняты многочисленные попытки определить эти величины. Однако экспериментальные трудности, связанные с малой интенсивностью позитронов и большим фоном, не позволили еще получить убедительную картину того, как доля позитронов ведет себя с энергией при Е > 10 ГэВ. Для разделения электронов и позитронов, как правило, используются данные магнитных спектрометров. Для подавления фона необходимо также обеспечить коэффициент режекции протонов на уровне не хуже 104. Учитывая, что интенсивность позитронов очень мала, прибор должен обладать большим геометрическим фактором, что влечет за собой увеличение веса и энергопотребления аппаратуры. Для баллонных экспериментов существует еще одна значительная трудность, связанная необходимостью учитывать атмосферный фон. Спутниковые эксперименты имеют ограничения по весу и энергопотреблению аппаратуры, скорости передачи данных на Землю. В этом случае для получения надежных результатов требуются долговременные измерения, правильный выбор орбиты и ориентации аппарата. Особое внимание должно быть уделено тестированию, калибровкам и стабильной работе детекторов и систем

передачи данных в течение длительного времени в жестких условиях орбитального полета.

В данной работе описывается цикл космофизических экспериментов, выполненных при подготовке и выполнении программы РИМ (Российско - Итальянская Миссия), посвященной измерению потоков частиц космического излучения в широком интервале энергий и поиску античастиц к космических лучах. В экспериментах НИНА и НИНА-2 были отработаны методические вопросы, связанные с проведением космофизических экспериментов, такие как взаимодействие с бортовыми системами, поддержание температурного режима, проведение полетных калибровок, сбор и накопление данных, передача их на Землю. В аппаратуре для определения координат частиц были использованы кремниевые стриповые детекторы. В условиях длительного орбитального полета были проверены их характеристики и стабильность работы. Эксперименты способствовали приобретению опыта в проведении внеатмосферных исследований. Это, в конечном итоге, позволило создать магнитный спектрометр ПАМЕЛА, отвечающий необходимым требованиям по выделению античастиц в космических лучах, и впервые в космическом эксперименте провести измерения энергетических спектров электронов и позитронов в широком диапазоне энергий от 100 МэВ до сотен ГэВ с высокой статистической обеспеченностью за пределами атмосферы.

Таким образом, настоящая диссертационная работа посвящена актуальной задаче по изучению потоков высокоэнергичных электронов и позитронов космических лучей, решение которой позволит приблизиться к разрешению фундаментальных научных проблем, таких как происхождение космических лучей и свойства темной материи.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Энергетические спектры позитронов и электронов в космических лучах»

Цель работы

Исследование энергетических спектров электронов и позитронов в первичных космических лучах в широком диапазоне энергий от -100 МэВ до сотен ГэВ по данным эксперимента ПАМЕЛА, полученным в период с июля 2006 по январь 2010 г.

Научная новизна работы состоит в том, что

- впервые в космическом эксперименте на орбите Земли получены с высокой статистической обеспеченностью экспериментальные данные по энергетическим спектрам первичных космических лучей раздельно для позитронов с энергиями от -300 МэВ до -200 ГэВ и электронов с энергиями от -300 МэВ до -600 ГэВ. При этом данные раздельно для электронов и позитронов выше 30 ГэВ получены впервые.

- впервые обнаружено с высокой достоверностью, что отношение интенсивности позитронов к суммарной интенсивности электронов и позитронов растет с ростом энергии, начиная от -5 ГэВ вплоть до 200 ГэВ. Этот рост противоречит предположениям о полностью вторичной природе высокоэнергетичных позитронов в галактических космических лучах и представляет собой новое явление, получившее в литературе название «аномального эффекта ПАМЕЛЫ», которое свидетельствует о существовании дополнительного ранее не изученного источника позитронов в космических лучах. Одним из таких источников может являться аннигиляция или распад гипотетических частиц темной материи.

Результаты, выносимые на защиту.

• Измеренный дифференциальный энергетический спектр электронов (е") первичных космических лучей в широком диапазоне энергий от сотен МэВ до -600 ГэВ. Спектр электронов убывает с ростом

энергии, становясь более мягким выше -10 ГэВ. При энергиях от 30 до 200 ГэВ спектр может быть аппроксимирован степенной функцией с показателем -3.20±0.05.

• Измеренный дифференциальный энергетический спектр позитронов (е+) первичных космических лучей в широком интервале энергий от сотен МэВ до -100 ГэВ. Спектр позитронов убывающий, он становиться с ростом энергии более мягким выше -10 ГэВ. При аппроксимации степенной функцией спектр позитронов имеет показатель -2.8510.07 при энергиях от 20 до 60 ГэВ.

• Измеренное отношение интенсивности позитронов к интенсивности электронов и позитронов первичных космических лучей при энергиях от сотен МэВ вплоть до 200 ГэВ. Отношение растет с ростом энергии, начиная с ~5 ГэВ. Минимальное значение отношения составляет 0.050+0.001 в интервале энергий 4-7 ГэВ, при энергии около 70 ГэВ оно возрастает до величины 0.10+0.01, продолжая увеличиваться вплоть до максимальной достигнутой в эксперименте энергии в -200 ГэВ

• Сравнение полученных экспериментальных энергетических спектров с результатами расчетов по «стандартной» диффузионной модели космических лучей с использованием программы GALPROP свидетельствует о существовании дополнительного источника позитронов и электронов в космических лучах. При наличии дополнительного источника достигается наилучшее согласие с экспериментальными данными как по отношению интенсивности позитронов к суммарной интенсивности позитронов и электронов, так и по энергетическому спектру электронов.

Практическая значимость работы состоит в том, что полученные в эксперименте данные по энергетическим спектрам позитронов и электронов космических лучей указывают на необходимость пересмотра

9

представлений о механизмах происхождении и распространении космических лучей в Галактике. Результаты по аномальному эффекту и энергетическим спектрам электронов и позитронов широко используются для уточнения моделей генерации и распространения космических лучей в Галактике, в частности для поиска и изучения свойств темной материи и новых астрофизических источников космических лучей.

Разработанные способы использования магнитных спектрометров на борту искусственных спутников Земли, аппаратурные средства сопряжения с бортовыми системами, методы наземного экспресс-анализа данных, контроля и управления аппаратурой, хранения и анализа данных применяются при разработке новых космофизических экспериментов.

Вклад автора. Автор принимал активное участие на всех этапах реализации сформированной в 1993 г. программы РИМ по измерению потоков первичного космического излучения в широком интервале энергий и изучению античастиц в космических лучах. Автор участвовал в обработке и анализе данных, полученных в экспериментах со спектрометрами НИНА и НИНА-2 на спутниках «Ресурс 01» №4 и МИТА (1998-2001 гг.), проведенных для проверки детекторов, предназначенных для магнитного спектрометра ПАМЕЛА, в условиях орбитального полета. При определяющем участии автора был разработан и создан программный комплекс эксперимента ПАМЕЛА для проведения экспресс-анализа принимаемых на Земле данных и управления экспериментом. Автор внес значительный вклад в разработку методов исследования электронов и позитронов по данным магнитного спектрометра ПАМЕЛА. Совместно с

соавторами им разработаны методы выделения электронов и позитронов, методика восстановления их энергетических спектров, получены дифференциальные энергетические спектры электронов и позитронов космических лучей, проведены расчеты потоков электронов и позитронов по модели GALPROP, проведен анализ и дана интерпретация полученных физических результатов. Автор принимал участие в подготовке журнальных статей и представлял доклады на всероссийских и международных конференциях по материалам исследования потоков позитронов и электронов первичных космических лучей.

Апробация работы.

Основные результаты работы были представлены на:

1. Российских конференциях по космическим лучам, Москва 1992, 1994, 1998, 2000, 2002, 2004, Санкт Петербург 2008, Москва 2010, 2012.

2. Международных конференциях по космическим лучам (ICRC) в г. Цукуба, Япония, 2003, в г. Мерида, Мексика, 2007, в г. Лодзь, Польша,

2009, в г. Пекин, Китай, 2011, в г. Рио-де-Жанейро, Бразилия, 2013.

3. Европейских симпозиумах по космическим лучам (ECRS) в г. Кошице, Словакия, 2008, г. Турку, Финляндия, 2010, в г. Москва, Россия, 2012.

4. Научные сессии НИЯУ МИФИ, Москва, 2005, 2006, 2007, 2008 , 2009,

2010, 2011,2012.

Публикации. По материалам диссертации опубликовано 59 печатных научных работ, в том числе 52 статьи в рецензируемых научных журналах, определенных списком ВАК, из которых 42 проиндексированы в базе Web of Science.

Глава 1. Обзор экспериментальных и теоретических исследований потоков позитронов и электронов космического излучения на орбите Земли

Электроны и позитроны составляют лишь небольшую долю - около 1 % - в первичных космических лучах. Тем не менее, их изучение дает уникальную информацию о происхождении и распространении космических лучей в Галактике. При своем распространении от источников, высокоэнергетичные электроны и позитроны теряют энергию в основном за счет синхротронного излучения и обратного комптоновского рассеяния. Поскольку скорость потерь в этих процессах пропорциональна квадрату энергии, то электроны с энергией более 100 ГэВ могут достичь Солнечной системы, если они ускорены в источниках на расстоянии не более ~1кпк. Высокоэнергетичные электроны космических лучей являются относительно молодыми, их возраст не более 105 лет [1]. Это означает, что локальное распределение источников играет важную роль и при достаточно высокой энергии может даже появиться возможность наблюдения отдельного источника электронов. Кроме того, благодаря синхротронному излучению имеется возможность наблюдать спектры ускоренных электронов непосредственно вблизи источников. Особый интерес представляет изучение позитронов, имеющих, в основном, вторичное происхождение. Из-за малой интенсивности вторичных позитронов, даже небольшое присутствие экзотических источников космических лучей может проявиться в виде особенностей энергетического спектра позитронов. В частности, как было показано уже в 90-х годах прошлого века, аннигиляция гипотетических частиц темной материи, при определенных условиях может привести к росту отношения интенсивности позитронов и электронов при высоких энергиях.

1.1 Открытие первичных электронов и позитронов

Вскоре после открытия космических лучей в 1912 г. стало ясно, что они состоят преимущественно из заряженных частиц. Долгое время считалось, что в этом потоке космических частиц преобладают электроны. Однако из измерений восточно-западной асимметрии стало ясно, что это в основном положительно заряженные частицы [2]. Детектирование редких электронных событий на фоне большого потока протонов явилось серьезным вызовом для экспериментаторов. С другой стороны, надо было убедиться, что зарегистрированные электроны не образовались как вторичные в верхних слоях атмосферы. Поэтому наряду с использованием сложной системы детекторов необходимо было проводить измерения на большой высоте в стратосфере. Одна из первых серьезных попыток обнаружить электроны была предпринята в 1949 г. при помощи многокамерного конденсационного детектора из 6 камер Вильсона, прослоенных свинцовыми пластинами общей толщиной 1.1 радиационной длины [3]. Детектор был запущен на баллоне на большую высоту и запускался случайным образом. Исследователи пытались обнаружить треки, вызванные электронами. Достоинства такого подхода очевидны -визуализация событий в камере дает неоспоримые доказательства, что каскад инициирован электронами. С другой стороны, число событий, которое может зарегистрировать такой детектор, очень мало. В данной работе электронов не было найдено, был получен только верхний предел доли электронов в общем потоке космических лучей, который оказался очень низким - 1%. Это надолго остановило попытки измерить поток электронов. В 50-х годах, когда стало ясно, что радиоизлучение галактики связано с синхротронным излучением галактических электронов, попытки обнаружить электроны возобновились с новой силой [1]. Успешная

регистрация электронов была проведена двумя группами исследователей с

\е

Рисунок 1.1 Фотография трека, инициированного высокоэнергетическим электроном во время баллонного полета 12 мая 1960г. (из работы [5]).

промежутком всего в несколько недель [4]. Первые наблюдения первичных космических электронов с энергией выше сотен МэВ относятся к маю 1960 г. На рисунке 1.1 показана фотография из работы Дж. Ирла [5], полученная с помощью той же самой многослойной камеры Вильсона, что была использована ранее в работе [3], во время 12 часового полета на

л

высоте 4.5 г/см 12 мая 1960г. Фотография сделана на большой высоте, с малой остаточной плотностью, на ней видны каскады, инициированные высокоэнергичным электроном космического происхождения. В этой работе было получено, что отношение интенсивностей электронов и протонов 1е/1р = (3+1)%. В августе - сентябре того же года группой П. Майера из Чикагского университета были проведены баллонные измерения с помощью ионизационного калориметра, которые тоже показали наличие потока первичных электронов галактической природы в диапазоне выше 25 МэВ. Майер уже имел опыт регистрации электронов в спутниковых экспериментах во внешнем радиационном поясе [6]. Майер с его

аспирантом Р. Вогтом разработали чисто электронную детекторную

систему. Энергия электронов измерялась с помощью ионизационного

калориметра из свинцовых пластин, прослоенных пластиковыми

сцинтилляторами. Альбедные частицы и высокоэнергетичные

невзаимодействующие протоны отсекались двумя амплитудными Nal

сцинтилляционными счетчиками, установленными сверху и снизу

калориметра. Вклад вторичных электронов был определен по формам

высотных кривых, когда баллон поднимался до своей максимальной

высоты 3-5 г/см2 остаточной атмосферы. Можно было ожидать, что

интенсивность движущихся вниз вторичных частиц будет

пропорциональна остаточной толщине атмосферы над прибором. Однако

измеренная интенсивность электронов достигла постоянного значения до

того как баллон достиг своей максимальной высоты 3-5 г/смЭто ясно

показало, что поток электронов идет из космического пространства. В

энергетическом диапазоне от 100 МэВ до 1 ГэВ интенсивность электронов

оказалась равной 4х10"3 1/(см2срс), а протонов ЗООхЮ"3 1/(см2срс).

Наблюдаемая интенсивность электронов совпала с оценками, сделанными

из наблюдений синхротронного радиоизлучения из Галактики, еще раз

подтверждая галактическое происхождение частиц. Было также показано,

что интенсивность электронов изменяется во время Форбуш-понижения

также как у протонов, показывая тем самым, что они приходят извне

Солнечной системы. Следующим шагом после измерения электронов был

вопрос о позитронах в космических лучах. Электроны и позитроны должны

образовываться в случайных столкновениях высокоэнергетичных протонов

с ядрами и атомами в межзвездном пространстве. Кроме того, электроны

могли быть ускорены, как протоны и другие ядра в источниках

космических лучей. Поэтому было интересно измерить интенсивность

позитронов по отношению к электронам. Опять экспериментальная

трудность состоит в том, что интенсивность позитронов намного меньше,

15

чем протонов и позитроны могут образовываться как в самом приборе, так и в остаточной атмосфере над ним. Когда П. Майер попросил Р. Хильдебранда, еще одного своего аспиранта, подумать, что надо сделать, чтобы выделить позитроны, тот ответил, что это потребует запустить целую физическую лабораторию на баллоне в стратосферу. Майер улыбнулся и сказал: «Почему бы нам не попробовать сделать это?» [4]. Позитроны отличаются от электронов своим электрическим зарядом, поэтому отделить электроны от позитронов можно с помощью подходящего магнитного поля. Майер и его сотрудники изготовили сложный прибор, напоминающий детектор электронов, но с сильным магнитным полем, создаваемым постоянным магнитом. В двух полетах в 1963г. в Форт Чарчил, использовались искровые камеры, между которыми располагался постоянный магнит весом 55 кг. Вся система запускалась двумя сцинтилляционными счетчиками и черепковским счетчиком, чтобы регистрировать только приходящие сверху частицы. Электроны и позитроны были разделены по отклонению в магнитном поле [7]. Для следующих полетов инструмент был улучшен заменой черепковского детектора. Это дало возможность значительно уменьшить протонный фон и определить импульс и заряд электронов и позитронов до 5-10 ГэВ и получить зависимость отношения позитронов к электронам от энергии [19]. Оказалось, что в космических лучах преобладают электроны. Избыток электронов означает, что в космических лучах преобладают первичные ускоренные электроны, а доля вторичных частиц мала.

1.2 Эксперименты по изучению галактических электронов и позитронов

В отличие от протонов и ядер космических лучей ТэВ-ные электроны из-за больших энергетических потерь не могут достичь околоземного пространства, если только их источник не находится в непосредственной

близости, на расстоянии менее 1 кпс. Прецизионные измерения высокоэнергетичных электронов и позитронов поэтому обеспечивают уникальную возможность для изучения происхождения и распространения космических лучей в ближайшем межзвездном пространстве и также необходимы для построения моделей диффузионного галактического гамма-излучения. Между тем такие прецизионные измерения электронов представляют значительную сложность из-за их низкой интенсивности, требующей, особенно при высоких энергиях, детекторов с большим геомфактором. Кроме того необходимо эффективное подавление фона, вызываемого протонами, поток которых на два порядка выше. До настоящего времени измерения электронов и позитронов высоких энергий были проведены в ряде баллонных экспериментов, на спутниках и, при высоких энергиях, на наземных установка [1, 14, 41].

Обзор ранних экспериментов по измерению спектров электронов и позитронов приведен в работе Р. Даниеля и А. Стивенса [8]. Отметим лишь некоторые эксперименты. Как уже говорилось, в первых баллонных экспериментах для поиска электронов использовались камеры Вильсона, прослоенные свинцовыми пластинами. Недостатками камер являются плохое временное разрешение, малая эффективность регистрации и сложность обработки треков. От камер вскоре отказались в пользу более сложных с точки зрения электроники, но более эффективных детекторов.

Для идентификации электронов были предложены несколько

различных методов. При относительно низких энергиях Е < 1 ООМэВ стали

использовать метод, основанный на зависимости удельных ионизационных

потерь с1Е/с1х от полной энергии Е. Этот метод основан на том, при этих

энергиях благодаря их относительно малой массе, электроны остаются

релятивистскими, тогда как протоны и более тяжелые ядра вызывают

значительную ионизацию в тонком счетчике. Благодаря простоте и

компактности таких приборов они многократно использовались в

17

спутниковых экспериментах. При более высоких энергиях, до нескольких ГэВ, в дополнение к измерениям с!Е/с1х и Е, использовались газовые черепковские счетчики. При подходящем выборе давления газа, черенковский счетчик обеспечивал эффективное подавление фона протонов. Примером удачного использования этой методики служат работы групп П. Майера и В. Веббера в 1965 и 1967 гг. [12, 13]. В первом эксперименте калориметр имел 13 радиационных длин, во втором только 7.2. Очевидно, что толщина калориметра определяет максимальную, наивысшую энергию электронов, которую можно изучать в данной установке. Однако большой вес калориметров затрудняет их использование в баллонных и спутниковых экспериментах. Разделение протонов и электронов по форме каскадных ливней проводилось в работах [9,10] в которых использовались искровые камеры, прослоенные материалом с большим зарядом Z, например свинцом. Сечение электромагнитного взаимодействия ~2т} и радиационная длина Х0 такого материала мала, тогда как для ядерного взаимодействия зависимость от атомного номера А более слабая и вероятность взаимодействия протонов в верхних слоях детектора незначительна. Выделение электронов можно проводить в таких установках по началу развития каскада. Толщина верхнего слоя поглотителя выбиралось таким образом, чтобы обеспечить высокую эффективность регистрации электронов. Число протонов, которые провзаимодействовали в верхнем слое, может быть определено из данных по нижерасположенным слоям. В таких установках невозможно разделение индивидуальных треков и только статистический анализ позволяет определить долю электронов [см. 8].

В 65-72 гг. серия баллонных измерений была проведена в ФИАН [1517,67] Рубцовым В.И. и Зацепиным В.И. Разделение электронов и протонов в с1Е/с!х -Е телескопе было также основано на способности электронов

высокой энергии создавать в тонких пластинах свинца электромагнитные

18

ливни с вероятностью близкой к единице. Поток электронов определялся так называемым «методом выбывания из пучка». Суть метода заключалась в следующем [62]: если над телескопом счетчиков, настроенным на регистрацию однозарядных частиц, поместить свинцовую пластину, то электроны провзаимодействуют в ней с образованием ливня и не будут регистрироваться. Если интенсивность потока протонов, вызывающих энерговыделение, большее некоторой величины Е в приборе, равна У/,, а интенсивность потока электронов с таким же энерговыделением равна Je., то телескоп, над которым нет свинцовой пластины, будет регистрировать поток с интенсивностью

Jo=J¡>+Je■

В телескопе, над которым находится свинцовая пластина, электроны высокой энергии с вероятностью около 100% будут генерировать электромагнитные ливни и режектироваться по амплитуде сигнала. Пусть вероятность создания ливня протонами равна У/ (\У«1). Таким образом, телескоп со свинцовой пластиной будет регистрировать поток

Зная показания обоих телескопов, можно получить поток электронов:

Сам метод был предложен А.Н. Чарахчьяном [62]. В баллонном эксперименте в работе [18] для измерений использовался телескоп из трех сцинтилляционных счетчиков С1,С2,СЗ, прослоенных свинцовыми пластинами толщиной 3-4 Хс. Регистрировались события, дающие совпадения в счетчиках С1 и СЗ. Причем счетчик С2 имел порог 10 о.р.ч., так что прибор регистрировал электроны и протоны, взаимодействующие в первом слое свинца, а также ядра. Для выделения электронов использовались события, импульс которых в счетчике С1 соответствовал

прохождению одной однозарядной релятивистской частицы. В середине полета поверх счетчика С1 высыпалась свинцовая дробь, образуя слой 3-4Х0. Поток электронов определялся по разности двух измерений как описано выше.

Для энергий, больших нескольких десятков ГэВ, группой из Бомбея был использован метод ядерных эмульсий [11]. Некоторые преимущества данного подхода уникальны: во-первых, индивидуальные высокоэнергетичные электроны могут быть идентифицированы даже при наличии превосходящих потоков других частиц, энергия этих событий может быть определена с достаточно высокой точностью вплоть до тысяч ГэВ, электронные ливни от взаимодействия в атмосфере тоже могут быть идентифицированы, что дает поправку на вторичные электроны. С другой стороны, к недостаткам этой методики следует отнести невозможность определить время регистрации событий, поскольку эмульсионные камеры (ЭК) интегрируют события за все время полета. Необходимость кропотливой работы по микроскопическому сканированию тоже часто рассматривается как фактор, препятствующий широкому использованию данной методики. С помощью стопки ядерных эмульсий группе из Бомбея удалось измерить спектр электронов вплоть до 50 ГэВ. Позднее ЭК были использованы для детектирования электронов с энергией выше 1 ТэВ [33, 41, 34]. Японская группа начала эксперименты с ЭК в 1968 г. В их эксперименте эмульсионные детекторы состояли из пластин ядерной эмульсии и свинцовых плит, которые укладывались по очереди. Были вставлены также рентгеновские пленки для поиска ливней высоких энергий. Типичный геометрический фактор такой ЭК составляет 3,8x103 см2 ср. Были выполнены 13 баллонных полетов между 1968 и 2001 годами на высоте остаточной атмосферы 4.0-9.4 г/см\ Общее время экспозиции составляет 270 ч.

Абсолютный спектр электронов, полученный на основе данных измерений с 1968 по 1976 г., хорошо описывается функцией: 1(Е)=\.6х104(£/100 эВ)~3'3±0'2(м2ср с ГэВ)"1

в диапазоне энергий 30-1000 ГэВ [33], который круче, чем спектр, полученный в ранних экспериментах индийской группы 1(Е)~Е~16*ЛЛ. Измерения, выполненные в 1996-1998 г. расширили интервал энергий до 2 ТэВ [41] и могут свидетельствовать о наличии обрезании спектра при более высоких энергиях.

В работе Р.Ныммика [34] три события с энергией более 1 ТэВ были идентифицированы в стопке ядерной фотоэмульсии, проэкспонированной в космическом пространстве на ИСЗ «Интеркосмос-6» в 1972 г. Полученная величина потока 7(>1ТэВ)=(2.0±1.2)х105 м"2 ср"1 с"1 удовлетворительно стыкуется с результатами эксперимента Нишимуры и его сотрудников.

Дальнейшее развитие экспериментальных методов было направлено на улучшение характеристик приборов: прилагались усилия для увеличения коэффициент режекции протонов добавлением, увеличения светосилы, расширения энергетического интервала и улучшения разрешения.

Для увеличения эффективности идентификации электронных каскадов, многоканальный анализ высоты импульсов счетчиков и времяпролетная техника были применены в трех высотных полетах на полигоне Палестина, Техас в 1970 г. чикагской группой П. Майера [22]. Позднее в прибор был добавлен детектор переходного излучения. Тинг наблюдал космические электроны и позитроны в энергетическом интервале 5-300 ГэВ в баллонном полете в 1980г. [24]. Прибор состоял из детектора переходного излучения, сделанного из 6 пропорциональных проволочных камер, прослоенных вспененным полиэтиленовым радиатором, ливневого детектора на основе восьми Се! сцинтилляторов и семи свинцовых пластин

о

и пластиковых сцинтилляторов. Геометрический фактор прибора 1.1x10 см ср. Данные были получены в ходе 20 часового полета на высоте 4 г/см остаточной атмосферы.

Б. Голден с соавторами [23] измерил абсолютную интенсивность электронов с энергией 5-60 ГэВ отдельно от позитронов в баллонном эксперименте в 1976г. В этом эксперименте впервые был использован сверхпроводящий магнит. Инструмент состоял из магнитного спектрометра, газового черенковского детектора и сцинтилляционного ливневого детектора, ионизационного калориметра (сцинтилляционные счетчики, прослоенные свинцовыми пластинами). Эффективный

л

геометрический фактор составлял 324 см ср. Полет проходил на средней высоте 5.8г/см2в течение 19 ч.

В 1989г. прибор был существенно модернизирован. Наиболее важным было добавление в него позиционно-чувствительного калориметра толщиной 7.33 радиационной длины [25]. Прибор получил название MASS-89. Через год К. Гримани и соавторы провели измерения энергетического спектра электронов и позитронов в баллонном эксперименте с помощью магнитного спектрометра MASS-91 [26]. Геометрический фактор прибора составил 182 см2 ср. Полет проходил на средней высоте 5.8 г/см2 в течение 9.8 ч. Был измерен электронный спектр в диапазоне 7.5- 47 ГэВ и спектр позитронов в энергетическом интервале 7-16 ГэВ.

В работе [27] опубликованы данные об измерениях спектра

электронов и позитронов, которые были набраны в ходе серии баллонных

экспериментов CAPRICE в 1994 г. во время солнечного минимума в

энергетическом диапазоне 0.5-40 ГэВ. Прибор представлял собой

Список литературы диссертационного исследования кандидат наук Михайлов, Владимир Владимирович, 2014 год

питания источников

питания

Рисунок 3.5. Схема системы сбора и обработки информации прибора ПАМЕЛА [117].

1) Модуля центрального процессорного устройства (CPU) на базе ERC-32 архитектуры на частоте 24 МГц под управлением операционной системы реального времени RTEMS. Взаимодействие со спутником осуществляется по стандартной шине мультиплексного канала обмена (МКО).

2) Двух модулей памяти (Меш) по 2 ГБ каждый.

3) Интерфейсного устройства PIF (от англ. PAMELA interface board), выполняющего три основные задачи - взаимодействие с ССОИ через контроллер DMA (от англ. Direct Memory Access), обслуживание интерфейса с массовой памятью и обеспечение интерфейса с БА ВРЛ спутника.

4) Блока ТМТС (Telemetry Control), который поддерживает служебные операции, такие как опрос сигнала тревоги, мониторинг температуры и напряжения с периодичностью один раз в секунду. Такой мониторинг

производится как непосредственно с датчиков прибора, так и через специальный служебный блок, который связан через параллельный порт с блоком считывания данных (ША(2) и с блоком контрол я источников питания (Р8СВ).

Прием данных от детекторов осуществляется системой ЮА(2 со скоростью 2МБ/сек. После прихода триггерного сигнала Р8С11 запускает ГОАС) для последовательного чтения данных с детекторов. Считанная информация записывается в памяти прибора. Цикл приема данных разбит на сеансы длительностью до 20 минут. Каждый сеанс определяется как непрерывный временной интервал приема данных, в котором триггерная конфигурация и режимы работы детекторов постоянны. Эти конфигурации могут автоматически определяться из орбитальных условий (например, в зависимости от темпа счета детекторов), из положения на орбите, или задаваться по командам с Земли. В свою очередь положение на орбите определяется по команде, передаваемой бортовым процессором спутника в РБСи при пересечении экватора в восходящем узле, т.е. при переходе спутника из южного полушария в северное. В приборе предусмотрено три основных режима работы:

1) В первом режиме изменение триггерной конфигурации и/или порогов детекторов происходит в зависимости от темпа счета детектора С1.

2) Во втором режиме изменение триггерной конфигурации происходит в соответствии с заранее выбранными интервалами от момента прохождения восходящего узла.

3) В третьем режиме изменение триггерной конфигурации происходит в соответствии с таблицей временных интервалов, загружаемой с Земли специальной командой.

Периодически РБСи проводит калибровку детекторов, а именно трекера

магнитного спектрометра, АС, калориметра, счетчика С4. По умолчанию,

калибровка происходит в районе экватора, в области с минимальным

92

темпом счета, вскоре после получения сообщения о прохождении восходящего узла от бортового ЦПУ спутника. Частота калибровок может быть изменена с Земли.

Несколько раз в день данные из памяти прибора передаются в бортовую память бортовой аппаратуры ВРЛ спутника по 12МБ/сек шине данных. Накопленная информация передается на Землю несколько раз в сутки.

Триггер вырабатывается при совпадении сигналов с детекторов времяпролетной системы, превышающих некоторый порог. Всего в приборе реализовано 29 различных триггерных конфигураций, задаваемых по командам с Земли. Они включают различные комбинации по «И» и «ИЛИ» сигналов от слоев сцинтилляционных счетчиков С1-СЗ ВПС, ливневого счетчика С4 и калориметра.

Основная конфигурация триггера прибора, использованная в полете: Т1= (С1,+С12)х(С21+С22) х (С31+С32) Здесь «+» означает логическое «ИЛИ»; «х» - логическое «И», нижние индексы обозначают номер слоя ВПС. Сигнал с каждого слоя формируется с помощью операции логического «ИЛИ» для всех полос.

Вторая конфигурация триггера:

Т2= С1,ХС12ХС2,ХС22ХС31ХС32 Первая триггерная конфигурация более «мягкая», в то время как вторая - обеспечивает большую эффективность подавления фона.

Как показали предварительные расчеты, во время прохождения через область Южно-Атлантической аномалии детектор С1 времяпролетной системы будет насыщаться из-за больших потоков малоэнергичных заряженных частиц. Счетчики С2 и СЗ защищены слоем вещества, и воздействие на них радиации не будет значительным. Поэтому в приборе придусмотрен режим, когда в условиях повышенного темпа счета детектор С1 автоматически исключается из триггерной конфигурации и включается

так называемый триггер радиационного пояса. Этому триггеру соответствует, например, четвертая конфигурация триггерной системы: Т4= (С2,хС22) х (C3,xC32)

Калориметр может вырабатывать собственный триггер Сса]о независимо от времяпролетной системы, что позволяет регистрировать электроны и позитроны с увеличенным геометрическим фактором вплоть до энергий 2 ТэВ. Увеличенние геометрического фактора достигается за счет регистрации частиц со всех направлений. Калориметр вырабатывает триггерный сигнал, если наблюдается энерговыделение больше 150о.р.ч. (одиночных релятивистских частиц) как минимум в четырех его слоях.

Если детектор С4 регистрирует сигнал, превышающий порог, то тоже может вырабатываться триггерный сигнал. Порог срабатывания триггера от детектора С4 может задаваться от 10 о.р.ч. до 256 о.р.ч. по командам с Земли. Геометрический фактор детектора С4 около 500 см2 ср.

3.2 Предполетные испытания. Калибровка на ускорителе

Для изучения свойств детекторов было проведено несколько ускорительных экспериментов. Условия их проведения и результаты описаны в работах [109-114]. Основные данные были получены в трех экспериментах на установках SPS и PS в CERN в 2000 - 2003 гг. для пучков протонов и электронов от 20 до 200 ГэВ/с. Этот анализ имел две цели: во-первых, оценить характеристики детекторов, таких как пространственное и энергетическое разрешение магнитного спектрометра, коэффициенты режекции протонов и эффективности отбора электронов и т.п. Во-вторых, провести сравнение данных калибровки и результатов монте-карловского моделирования для проверки расчетной модели GPAMELA, которая использовалась для расчета характеристик прибора.

На пучках экспонировалась летная модель спектрометра, включающая магнитный спектрометр, АС, калориметр, ливневой счетчик и нейтронный детектор. В эксперименте 2003 г. четные плоскости калориметра в проекции У не были подключены к системе считывания данных.

Рисунок 3.6. Электронное (слева) и протонное события, зарегистрированные на пучке ускорителя в CERN (2003 г.). Четные плоскости Y проекции калориметра не были подключены к системе считывания информации. Одна из плоскостей в X проекции не работала и была позднее заменена.

Типичные зарегистрированные события приведены на рисунке 3.6. Рисунок 3.7 показывает распределение суммарного по всем стрипам энерговыделения в калориметре для электронов с импульсом 200 ГэВ/с, полученное по данным ускорительного эксперимента и моделирования вертикально падающего пучка. Хорошее согласие результатов расчетов с

экспериментальными данными наблюдалось во всем исследованном энергетическом интервале. Рисунки 3.8-3.10 иллюстрируют разделение протонов и электронов по калориметру полученное по данным ускорительного эксперимента 2003 г. Электрон - протонное разделение с использованием суммарного энерговыделения в калориметре при известном импульсе частиц иллюстрируется на рисунке 3.8. Данные получены при импульсе пучка 50 ГэВ/с. При пороге по энерговыделению, соответствующим 7300 о.р.ч. в распределение остается 14 протонов (99.9% режекция) и 3197 электронов (95.7% эффективность)

Рисунок 3.7. Суммарное энерговыделение в калориметре для электронов с импульсом 200 ГэВ/с. Сплошная линия показывает результаты ускорительного эксперимента, пунктирная - моделирования с помощью программы GPAMELA [114]

i > i 1 ■ 1 i 1■1 i■■■i 1'■

Полная энергия, о.р.ч

2000 4000 В000 8000

Полная энергия, о.р.ч.

10000

Рисунок 3.8. Суммарное энерговыделение в калориметре для частиц с импульсом 50 ГэВ/с. Пунктиром показано распределение для электронов, сплошной линией - для протонов [114] .

m О

1000

3 m го

I-

о ю го о. и

800

во» -

200

: ' Ч ' ' . . - :

.•*,-. '•'•"Л-- ■•

■ •• • i ¿vi

■У',

¿¡■ЧЧЯ:

О 5000 10000 15000 20000 25000 30000 3500

Полная энергия, о.р.ч.

Рис. 3.9. Суммарное число сработавших стрипов в калориметре в зависимости от суммарного энерговыделения для электронов и протонов. Данные относятся к частицам с импульсом 200 ГэВ/с. Калибровка на установке SPS в CERN в 2002 г [114]

и

о

X со s

о;

-е--е-

m

1

0.98 0.96 0.94 0.92 0.9 0.88 0.86 0.84 0.82 0.8

■ * ■•«>V| ■ ■ 1 1 ■ 1 1 ia

• Test Beam j

г □ Simulation -j

• □ □ $ □ 1 □

10 102 Импульс, ГэВ/с

10

m

0

1 О

0 о. с

-Q

U

а> s

01 t=

Ю-3 Г"-«Т

кг4

Ю-5 10~6 Ю-7

т~

f

• Test Beam г □ Simulation

i

...I

I I

... I

t i > t 11111

■ ■ ■

1 10 кЯ ю3

Импульс, ГэВ/с

Рисунок 3.10. Сверху: эффективность отбора электронов в зависимости от импульса. Снизу: остаточная примесь протонов в электронных данных. Заполненные точки - ускорительные данные, открытые точки -моделирование Монте-Карло [117].

На рисунке 3.10 показана итоговая эффективность отбора электронов от протонов при использовании 4-х критериев отбора, основанных на определении точки начала ливня, параметрах продольного размера ливня, полного энерговыделения и числа сработавших стрипов в зависимости от измеренной жесткости частиц.

АХ , МКМ

Рисунок 3.11. Пространственное разрешение магнитного спектрометра, полученное на пучке протонов установки SPS CERN в 2003 г. [112].

При изучении свойств магнитного спектрометра было получено (рис. 3.11) , что пространственное разрешение составляет ах =3,0±0.1 мкм по отклоняющей плоскости X и Gy=l 1.5±0.6 мкм по Y. Рисунок 3.12 показывает ошибку Ar) измерения кривизны траектории r(=ZxB/p, где Z заряд частицы, р - ее импульс, В- величина напряженности магнитного поля. Разрешение магнитного спектрометра в зависимости от импульса падающей частицы показаны на следующем рис. 3.12. Данные были получены на пучке протонов SPS в CERN.

х I О'2

R , ГВ

Рисунок 3.12. Результат калибровки на пучке протонов SPS (CERN), показывающий ошибку кривизны Ar) траектории в зависимости от жесткости R частицы. Сплошная линия - расчет Монте-Карло.

R ,гв

Рисунок 3.13. Результат калибровки на пучке протонов SPS (CERN), показывающий ошибку dR в измеренной жесткости в

зависимости от жесткости R падающей частицы. Пунктирная линия соответствует условию dR=R. Сплошная линия - расчет, учитывающий пространственное разрешение спектрометра и многократное рассеяние.

Пересечение линий показывает максимальную детектируемую

жесткость MDR (от английского -maximum detectable rigidity). [Ill]

Р, ГэВ/с

Рисунок 3.14. Импульсное разрешение как функция импульса по данным, полученным на пучке электронов (SPS CERN, 2003) [114J.

На рисунке 3.14 показано импульсное разрешение как функция импульса по данным, полученным на пучке электронов (SPS CERN, 2003). Основной вклад в разрешение вносят два эффекта: многократное рассеяние и координатное разрешение трекера, которые могут быть параметризованы

как yjа2 + (Ьр)2, где а=(3.22±0.04)х102 отвечает компоненте, связанной с рассеянием и Ь=(0.845+0.03 8)х 10"3 [ГэВ/с]"1 - компоненте, связанной с координатным разрешением (рисунок 3.13). Отсюда максимальная детектируемая жесткость, т.е. жесткость для которой ошибка ее измерения составляет 100% , равна 1183±54ГВ. Расчет Монте-Карло дает значение 1170 ГВ.

Основные результаты данного раздела опубликованы в работах [108-109, 114-120] 3.2.1 Наземные испытания

Космическая аппаратура предназначена для длительной работы в тяжелых условиях орбитального полета и должна иметь высокую надежность. Механическая конструкция должна выдерживать значительные удары и вибрацию при запуске спутника. Аппаратура должна сохранять работоспособность в широком температурном диапазоне и выдерживать экстремальные температурные режимы, которые могут возникнуть на различных участках вывода спутника на орбиту и во время работы. Радиационные условия накладывают дополнительные требования при проектировании электронных блоков. Все компоненты должны пройти специальный радиационный контроль и быть разрешенными для использования в космической аппаратуре. Электромагнитные помехи от электронных блоков должны быть минимизированы с использованием специальных фильтров и экранированных кабелей. Этапы и методики испытаний были отработаны при подготовке эксперимента НИНА на борту спутника «Ресурс-01» №4. Механические и термо - испытания технологической модели прибора ПАМЕЛА были проведены в 2002-2003г. Тесты электромагнитную совместимость - в 2005 г. также с использованием технологической модели спектрометра, включающей в себя все электронные интерфейсные блоки. Проверка функционирования полностью собранного спектрометра была проведена в Италии, в Риме, в 2005г. Для этих испытаний была изготовлена специальная контрольно-измерительная аппаратура (КИА), полностью имитирующая интерфейс с бортовой аппаратурой спутника. Заключительные испытания спектрометра в составе космического аппарата проводились с марта 2005 по март 2006 г. в ЦСКБ Прогресс в Самаре и на полигоне Байконур в апреле-мае 2006 г.

3.2.2 Наземный программный комплекс ПАМЕЛА

Наземный комплекс планирования и приема данных спутника «Ресурс

ДК1» расположен в Научном Центре оперативного Мониторинга Земли

(НЦ ОМЗ) в Москве. Этот комплекс разработан для приема, записи и

распространения данных дистанционного зондирования Земли из космоса.

Основной приемный комплекс оснащен 7-ми метровой параболической

антенной с двумя радиочастотными каналами со скоростью передачи по

150 Мбит/с. Сеансы связи проходят в среднем 2-4 раза в сутки, средний

суточный объем данных составляет 14-20 ГБ. Данные полученные с

прибора ПАМЕЛА записываются на магнитные ленты для

долговременного хранения и передаются в наземный комплекс ПАМЕЛА

на специальный серверный кластер для обработки с целью проверки

качества передачи и экспресс-анализа функционирования аппаратуры.

После каждого сеанса связи вычисляется качество передачи данных и в

случае большого количества сбоев (более одного на 107 бит информации)

данные могут быть повторно переданы на Землю в течение нескольких

дней. После этого из полученной информации удаляются служебные слова

и данные восстанавливаются в том виде как они были записаны в бортовую

память прибора. Выделенная и распакованная информация обрабатывается

в течение нескольких часов после сеанса связи. Для всех детекторов и

подсистем прибора выделяется контрольная информация и строятся

распределения, характеризующие качество работы и состояние

аппаратуры. Все эти операции автоматизированы для уменьшения времени

между приемом данных и анализом полученной информации. После

первого этапа анализа «сырые» данные и результаты экспресс-анализа

передаются по выделенной линии в основной центр хранения и обработки

данных в России, расположенный в МИФИ. Из него, через сеть GRID

данные перекачиваются в центр обработки данных в Италии. Наземный

комплекс описан в работах [117, 118, 121,122].

103

Система обработки научных данных эксперимента ПАМЕЛА представлена на рисунке 3.15. Она представляет собой программный комплекс на языке Си++, выполняющий следующие функции:

• первичная обработка информации, полученной со спутника, выделение пакетов с данными (RawReader);

• распаковка данных и запись их в выходной root файл (Yoda);

• устранение повторов и ошибок (YodaCleaner)

• выделение классов данных в каждом файле; заполнение базы данных Extractor DB (YodaExtractor)

• создание базы данных калибровки и связывание каждого события с калибровочными данными (YodaProfiler);

• восстановление физических характеристик событий (энерговыделение с детекторов, время пролета, кривизна траектории, географические координаты места регистрации и т.д.) и запись их в файлы Level2 в формате root (DarthVader);

• создание суточных файлов данных Level2 (PadmeAmidala).

Дальнейшая обработка информации ведется с помощью системы

ROOT, которая опирается на Level2 - банк данных, состоящий из файлов в формате «root» [141]. В файлах помимо информации о срабатывании каждого детектора, содержаться также характеристики событий, полученные при анализе трека: скорость частицы (3, жесткость R, ионизационные потери в детекторах, энерговыделение в калориметре вдоль оси ливня, направления прилета и т.д., а также географические и геомагнитные координаты, полученные из расчетов орбиты спутника

Экспресс-анализ данных

(<Зшск1оок)

Скрипты для анализа

(Analysis

scripts)

\

Данные со спутника

Данные до первичной обработки

Данные после первичной обр-ки

Данные ЬеуеЮ

«Очищенные» данные ЬеуеЮ

Данные Level 1

(начало обработки)

Данные |_еуе12

(обработанные данные)

Оборудование HU ОМ3

Первичная обработка (Каюгеас1ег)

■

Распаковка полученных данных с детектора (Уос1а)

Извлечение инерции (YodaExtractor

Чистка

(Уос1аС1еапег) ■

База данных калибровки (Уос1аР^Мег)

Параметры

событий (DarthVader

PadmeAmidala

Рисунок 3.15. Последовательность обработки данных эксперимента ПАМЕЛА. Экспресс-анализ данных проводиться в наземном комплексе эксперимента в НЦ ОМЗ.

3.2.3 Проведение эксперимента на орбите

Прибор ПАМЕЛА размещается на К А «Ресурс-ДК1»№ 1 в герметичном контейнере. Во время транспортировки в составе КА, а также при выведении на орбиту КА контейнер закреплен в исходном положении на двух опорах (рисунок 3.16).

Рисунок рабочем

Термоконтейнер с НА " Помела" 6 рабочем положении

Pressurized container with "Pamela" RH in operating position

3.16. Схема установки термоконтейнера на КА при выведении и в положении.

Зона зрения Field of view

Гермоконтейнер с НА "Памела" 6 исходном положении

Pressurized container with "Pamela" RH in initial position

Базовая система координат КА SC Basic reference system

Direction of fügt

После выведения и формирования рабочей орбиты производится расфиксация контейнера с научной аппаратурой ПАМЕЛА от опор и перевод его в рабочее положение с помощью специального механизма поворота, с которым соединен кронштейн механизма поворота термоконтейнера.

Спутник «Ресурс-ДК1» №1 был выведен на околоземную орбиту эллиптическую орбиту (наклонение 70.4°, высота 350 - 600 км) 15 июня 2006г. Первое включение прибора ПАМЕЛА было проведено вскоре после запуска 20 июня 2006г. После короткого периода проверок бортовых систем, ПАМЕЛА была включена в режим непрерывных наблюдений с 11 июля 2006г. Ежедневно 8-10 раз в сутки осуществляется запись в бортовую память спутника накопленной научной информации и ее сброс на наземную приемную станцию. Сразу после получения данных проводится экспресс-анализ функционирования аппаратуры, передача данных в центр обработки, где проводится первичная обработка научной информации и ее последующий анализ.

•=~' и 20 40 ' ' «0 (0 100 120 140 100 1Ю 200

День 2011 года

Рисунок 3.17. Температура датчика Т2 блока Р8С11 за первую половину 2011г. Рабочий диапазон блока находится в интервале от +10°С до +50°С.

С небольшими перерывами, измерения продолжаются и на момент написания данной работы (зима 2012 г.). За исключением нескольких кратковременных сбоев все это время бортовые системы прибора работали

в нормальном режиме. Для примера, на рисунке 3.17, взятом из системы экспресс-анализа, показана температура одного из датчиков в блоке РБСи за первые 6 месяцев 2011 г. Видны периодические колебания температуры, связанные с орбитальным движением спутника, и кратковременные понижения температуры до 20°С, связанные с непродолжительными выключениями аппаратуры при технологических операциях.

Таблица 3.2 Прием информации с 1.06.2006 по 31.01.2010

Число дней работы (% от всего времени) 1203 (92%)

Получено файлов данных 10468

Общий объем принятых данных, ТБ 19.8

Число сбросов на Землю 4629

Число триггерных событий 3.6 х 10у

В настоящей работе использовались данные с июля 2006г. по январь 2010г. (таблица 3.2) Во время эксперимента большая часть измерений была выполнена в триггерных конфигурациях Т1хСса1о при низком темпе счета и T4xCCaio при высоком темпе счета в районе радиационного пояса и в полярных областях. С апреля 2009г. основным триггером стал TlxC4xCcai0 при низком темпе счета и Т4 хС4хСса1о - при высоком.

Типичный темп счета триггера за минуту, наблюдаемый во время работы на орбите, показан на рисунке 3.18. Максимумы около 2200 событий/мин. (-35 Гц) соответствуют прохождению полярных областей (NP- северная полярная область, SP- Южная). Минимумы темпа счета соответствуют экваториальной области «Е» (-15 Гц). Вклад от Южно-Атлантической магнитной аномалии проявляется в виде пиков до -4000 событий в минуту (до -60-80 Гц). Минутные паузы в приеме данных после прохождения экватора соответствуют калибровкам детекторов.

Мертвое время и время экспозиции отсчитывается двумя таймерами, которые измеряют длительность интервалов, в которых система считывания данных занята или ожидает прихода триггерного сигнала, соответственно. Мертвое время варьируется вдоль орбиты из-за значительных изменений темпа счета триггера. В среднем, для орбит, не проходящих через БАА, мертвое время составляет -26%. В области 8АА оно доходит до 90%. Как отмечалось выше, автоматическое переключение триггерной конфигурации при увеличенных загрузках, уменьшает темп счета и, следовательно, мертвое время. Условия на орбите описаны в работах [117, 119].

Приборное время, мс

Рисунок 3.18. Темп счета триггера за минуту, вычисленный для двух последовательных витков 1096 и 1096 (август 2006г.), в зависимости от бортового времени. Темп счета определяется положением на орбите: NP -северная полярная область, SP - южная полярная область, Е - область около геомагнитного экватора, SAA (от англ. South Atlantic Anomaly) -область Южно - Атлантической магнитной аномалии.

3.3 Расчет ориентации спектрометра

На спутнике «Ресурс-ДК1» установлена аппаратура для съемки земной поверхности, в связи с чем ориентация спутника периодически изменяется. Для восстановления потоков электронов и позитронов в околоземном космическом пространстве важно знать, как пространственное положение прибора в каждый момент времени, так и ориентацию оси прибора, так как геомагнитная жесткость зависит не только от широты, но и от направления по отношению силовым линиям магнитного поля.

Информация об ориентации спутника передается в прибор бортовым вычислительным устройством спутника по шине МКО виде кватернионов с периодом от 0.25 с до 3 мин в зависимости от скорости поворотов спутника. Данная информация позволяет определить направление оси прибора с точностью не хуже 2°.

Координаты регистрации каждого события определялись путем расчета орбиты с использованием модели БСР4 и орбитальных данных 1М(ЖАО [157]. Данный подход был ранее отработан в экспериментах НИНА и НИНА-2 и позволяет получить местонахождение спутника в любой момент времени с достаточно хорошей точностью. Помимо этого, в составе научной информации спектрометра ПАМЕЛА два раза в сутки передаются значения координат и компонент скорости спутника «Ресурс-ДК1» в инерциальной системе координат (ИСК) [117] по данным бортового компьютера. Сравнение результатов расчета с бортовыми данными показало, что погрешность определения координат составляет величину порядка километра [129].

Для определения питч-угла частицы, т.е. угла между направлением импульса частицы и силовой магнитной линией необходимо перевести систему координат прибора по следующей формуле:

п = я-А-Гц, ;

здесь Г1 - вектор направления движения частицы в ИСК, Г$Р - вектор

направления движения частицы в системе координат спектрометра, А -матрица перевода из системы координат спектрометра в базовую систему координат спутника, Б - матрица перевода из базовой системы координат спутника в ИСК [129].

Матрица Б определяется ориентацией спутника относительно ИСК и в терминах кватернионов представляется в следующем виде:

5 =

2 (/,/2+/0/3) /

2(/,/3 ) 2(^/3 "Ь /д/] ) /д /[

где /,- кватернионы, ¡=0,1,2,3.

Для описания магнитного поля Земли использовались координаты Мак-Илвайна - величина магнитного поля в точке наблюдения В и величина Ь, характеризующая пространственное расположение силовой магнитной линии [56, 142]. Для дипольного магнитного поля величина Ь определяется как расстояние до данной силовой линии на геомагнитном экваторе, выраженное в радиусах Земли.

Геомагнитная широта 0т связана с Ь-оболочкой отношением:

Координаты Ь и В вычислялись по модели КЖР'05, описывающей магнитное поле Земли полиномом Лежандра 10-ой степени [158].

Таким образом, при обработке информации каждому событию приписывались пространственные и геомагнитные координаты точки регистрации.

3.4 Заключение к главе 3.

В главе 3 приведено описание спектрометра ПАМЕЛА, установленного на борту искусственного спутника Земли «Ресурс-ДК1». Рассмотрены устройство, принципы действия и режимы работы спектрометра, представлены характеристики регистрируемых частиц (энергетические диапазоны, тип). Описаны предполетные испытания прибора, результаты экспериментов на ускорителе по определению характеристик прибора, специально созданный программый комплекс для экспресс-анализа принимаемых на Земле данных эксперимента ПАМЕЛА и для контроля функционирования спектрометра на борту спутника «Ресурс ДК1», система хранения и обработки данных, условия проведения эксперимента на орбите. После запуска спутника «Ресурс ДК1» №1 на околоземную орбиту 15 июня 2006 г. были изучены условия на орбите, проведен выбор режима работы магнитного спектрометра ПАМЕЛА и получены экспериментальные данные в длительных непрерывных измерениях. Проведена обработка -20 ТБ данных спектрометра ПАМЕЛА, полученных за период с июля 2006 г. по январь 2010 г. За этот период чистое время измерений составило 1203 дня (-92% от полного времени). Число зарегистрированных триггерных событий составило -3x109.

Основные результаты этой главы опубликованы в работах [108, 109, 112, 114, 115, 117, 118, 119,121].

Глава 4. Восстановление характеристик потоков электронов и позитронов в эксперименте ПАМЕЛА

4.1 Идентификация электронов и позитронов в эксперименте ПАМЕЛА

Первый этап анализа научной информации в эксперименте ПАМЕЛА заключался в отборе событий, удовлетворяющих следующим критериям [125, 160]:

1. Один трек в магнитном спектрометре. Кроме того, трек частицы должен находиться полностью внутри магнитной полости спектрометра. Число точек Nx в проекции X должно быть не менее 4, а в проекции Y - не менее 3. Для того чтобы удалить частицы, испытавшие рассеяние в детекторах спектрометра, проводилась проверка качества фитирования трека по распределению %2.

2. Частица прошла через прибор в направлении сверху вниз. Поскольку время пролета частицы между детекторами Cl и СЗ порядка 3 не, а временное разрешение времяпролетной системы равно 300 пс, данный критерий позволяет надежно отделить полезные события от частиц, образовавшихся в калориметре в результате взаимодействия и движущихся по направлению вверх.

3. Ни один из детекторов антисовпадений CARD, CAT не должен сработать. Это позволяет отбросить частицы, образованные в термоконтейнере или в верхних детекторах прибора в результате взаимодействия высокоэнергичных частиц космических лучей. Срабатывание боковых детекторов CAS допускается, т.к. может быть вызвано обратным током из калориметра при взаимодействиях высокоэнергетических частиц.

4. В детекторах времяпролетной системы С1-СЗ должна сработать только одна из полос в каждом слое для того чтобы удалить

частицы, прошедшие вне апертуры или провзаимодействовавшие в приборе. При этом трек, определенный по данным спектрометра, должен проходить через сработавшие полосы детекторов ВПС.

КГ1 1 10 102

Я, ГВ

Рисунок 4.1. Зависимость ионизационных потерь энергии в магнитном спектрометре от жесткости для частиц разных типов.

На рисунке 4.1 представлена зависимость удельных ионизационных потерь энергии в магнитном спектрометре от измеренной жесткости для отобранных событий с положительным зарядом. Хорошо заметны три группы частиц: позитроны, протоны и гелий. На рисунке видны также области дейтерия, гелия-3, лития и более тяжелых ядер. По рисунку 4.1 были определены пороги для выделения однозарядных частиц, частиц с зарядом Ъ-2 и г>2. Видно, что гелий можно легко отделить от протонов во всем диапазоне жесткостей благодаря большим потерям энергии, в то время как протоны от позитронов при помощи ионизационных потерь энергии надежно разделяются только при жесткостях до 500 МВ.

электроны

■, ч

■ ЛУ-1 С''-4*.-"1 * •

4» •• '

$«К<Л ••

/. » . • . • I ,

„ ,, * - •. • • • Г. 1/ •

• / ь* | ,»* *

^'Л'.ч-; о протоны 'Яг . ; . ..

|Жесткость|, ГВ

Рисунок 4.2. Экспериментальные зависимости энерговыделения в калориметре от жесткости для положительно (красные точки) и отрицательно (черные точки) заряженных частиц.

Разделение протонов и позитронов (антипротонов и электронов) высоких энергий проводится, в основном, по данным позиционно-чувствительного калориметра. Калориметр прибора ПАМЕЛА имеет 16.3 радиационные длины (0.6 ядерных единиц длины), поэтому электромагнитный ливень, как электронов, так и позитронов практически полностью развивается и поглощается внутри калориметра при энергиях до -100 ГэВ. Вероятность взаимодействия для электронов (позитронов) в первых трех слоях

составляет =89%. При этом полная энергия электронов, измеренная по калориметру, будет соответствовать жесткости частиц в магнитном спектрометре. В противоположность этому, большинство протонов пройдут через калориметр насквозь с минимальной ионизацией или провзаимодействуют в глубоко лежащих слоях, т. к. для адронных ливней начальная точка распределена более-менее равномерно по всей длине калориметра. Как было показано в эксперименте на ускорителе (см. гл. 3) идентификация частиц данной жесткости, основанная на полной измеренной энергии и нахождении начальной точке ливня, может удалить до 99.9% протонов при сохранении 95% электронов или позитронов. Дополнительный отбор может быть проведен с использованием дополнительной топологической информации, включающей продольный и поперечный профили ливня.

Ниже критерии идентификации позитронов и электронов с помощью калориметра описаны более детально. На рисунке 4.2 представлена зависимость энерговыделения в калориметре от измеренной жесткости для положительно (с зарядом Ъ = +\) и отрицательно заряженных частиц (с зарядом Z = -l). На рисунке видна группа частиц, у которых энерговыделение в калориметре примерно равно измеренной жесткости. В основном это отрицательно заряженные частицы. Есть также частицы, у которых энерговыделение в калориметре меньше измеренной жесткости. Эту вторую группу образуют в основном положительно заряженные частицы.

Известно, что основной компонентой космических лучей являются протоны, позитроны составляют только доли процента от протонов, а среди частиц с отрицательным знаком заряда преобладают электроны [1]. Поэтому очевидно, что частицы второй группы в основном

являются протонами. Как отмечалось выше, часть из них, из-за малой ядерной длины калориметра, пролетают его насквозь, теряя энергию только на ионизационные потери. Такие протоны дают в калориметре энерговыделение 0.2 - 0.3 ГэВ независимо от их энергии. Другая часть протонов испытывает ядерные взаимодействия достаточно глубоко в калориметре. В этом случае значительную долю энергии уносят образующиеся заряженные пионы, а нейтральные пионы, распадаясь на гамма-кванты, дают начало электромагнитным каскадам. Таким образом, для провзаимодействовавших протонов измеренное полное энерговыделение ()ш в калориметре обычно меньше жесткости Я. Электроны же и позитроны, благодаря образованию электромагнитного каскада в самом начале, напротив, практически всю свою энергию выделяют в калориметре. Таким образом, очевидно, что электроны составляют первую группу частиц. Для них величина 0,Ш соответствует жесткости Я, измеренной в магнитном спектрометре. Исключение составляет небольшая доля электронов (до -10%), испустивших тормозное излучение в веществе детекторов ВПС и магнитного спектрометра. Для них Я < ()Ш. Расчеты, проведенные с помощью метода Монте-Карло для протонов и электронов, подтверждают данные выводы (см. рисунок 4.3). Применение отбора, показанного на рисунке 4.3 нижней линией, обеспечивает -95% эффективность отбора электронов и коэффициент

о

режекции протонов около 2x10 при энергиях выше 10 ГэВ. При низких энергиях Е < 1 ГэВ эффективность отбора по этому критерию Я ~ падает из-за ухудшения энергетического разрешения калориметра. Электроны, испытывших тормозное излучение, отсекаются отбором, показанным на рисунке верхней линией.

1-1-1-г—i-1 'i i |-1-1-1-1—i—i—г—i

1 10 100

|Жесткость|, ГВ

Рисунок 4.3. Распределение суммарного энерговыделения в стрипах калориметра Qtot в зависимости от жесткости для электронов и протонов. Моделирование с помощью программы GPAMELA Линии показывают гианипы отбооа электоонов для эффективности 95%

Еще один важный параметр, который был использован для идентификации типа частицы, так называемая топологическая переменная псоге, определенная, как сумма произведений номера плоскости калориметра i на число стрипов N в этой плоскости с ненулевым сигналом на расстоянии двух радиусов Мольера от оси трека. Суммирование проводится от первой плоскости до плоскости, соответствующей расчетному максимуму электромагнитного ливня.

10000 л

|Жесткость|, ГВ

Рисунок 4.4. Экспериментальная зависимость топологической переменной псоге от жесткости для положительно (красные точки) и отрицательно (черные точки) заряженных частиц. Линия показывает границу для отбора электронов с 95% эффективностью на основании расчетов Монте-Карло.

тах

псоге - ^ УУ,- х I

¿=1

Разделение протонов и позитронов с электронами по этому параметру также основано на том, что электромагнитный каскад начинается раньше и значительная доля энергии выделяется в верхней части калориметра.

Кроме того в электронно-фотонном ливне вторичные частицы сосредоточены в основном вблизи оси ливня, что дает большую величину параметра псоге, чем для более широкого адронного каскада, даже если последний начнется в верхних слоях калориметра. И тем более величина псоге будет мала для протонов, которые прошли калориметр без взаимодействия (см. рисунок 4.4). Использование одного этого критерия

о

отбора может обеспечить коэффициент режекции протонов до -10 .

прге

Рис. 4.5. Распределение суммарного числа стрипов с ненулевым сигналом в первых четырех плоскостях калориметра по результатам моделирования Монте-Карло для протонов (черная кривая) и электронов (красная кривая) с жесткостью 20 ГВ

В калориметре спектрометра ПАМЕЛА электромагнитный каскад

начинает развиваться в первых четырех плоскостях с вероятностью 95%,

тогда как большинство протонов проходит эти слои без ядерного

взаимодействия. Распределение по суммарному число стрипов с

120

ненулевым сигналом в радиусе 8 стрипов от оси ливня в первых четырех плоскостях (прге) для протонов и электронов показано на рисунке 4.5. Данный параметр эффективен для отбора частиц с жесткостью несколько ГВ и выше. При низких энергиях число вторичных частиц уменьшается и распределения для электронов и протонов по величине прге начинают перекрываться. Поэтому применение данного критерия при низких энергиях может привести к уменьшению эффективности отбора электронов [129].

0,01 4—1—|—I I | I-1—I—р—I—I—г—1—|-1-1—1—I—I—I I I

1 10 100

|Жесткость|, ГВ

Рисунок 4.6. Распределение отношения ()тах/()1гк в зависимости от жесткости для электронов (черные точки) и протонов (красные точки). Моделирование с помощью программы вРАМЕЬА. Линия показывает порог, использованный для отбора.

1

10

|Жесткость|, ГВ

100

Рисунок 4.7. Распределение величины в зависимости от жесткости для электронов (черые точки) и протонов. Моделирование с помощью программы СРАМЕЬА. Линия показывает границу отбора 95% эффективности для электронов

Помимо вышеперечисленных критериев, для идентификации применялись следующие параметры ()Ггк, Qtrk/Qtot, С~)тах/0,Ш, ()рге/прге, ()соге/псоге, пс1 в зависимости от жесткости:

(^гк -сумма по всем плоскостям энерговыделений в стрипе, через который приходит ось ливня и двух соседних с ним стрипах;

Отах -максимальное энерговыделение, зарегистрированное в стрипе калориметра.

(~)рге- энерговыделение в первых четырех слоях калориметра.

(}соге - величина , аналогичная псоге:

(}соге = X™"* & х и где (¿1- энерговыделение в плоскости г. Суммирование ведется по тем же стрипам как для параметра псоге. пс1- Число зарегистрированных нейтронов в НД.

Из расчетов Монте-Карло следует, что суммарный коэффициент режекции протонов при использовании всех критериев превышает 105.

Рисунок 4.8. Треки зарегистрированных частиц. Слева: позитрон с энергией 171 МэВ, справа: электрон с энергией 59 ГэВ. Обе частицы прошли через детекторы времяпролетной системы и магнитный спектрометр и провзаимодействовали в калориметре.

Примеры событий, удовлетворяющих данным критериям, представлены на рисунке 4.8. Треки электронов и позитронов отклоняются в

противоположных направлениях в магнитном поле спектрометра, что дает возможность их разделения.

На рисунке 4.9 показано число отобранных частиц в зависимости от кривизны траектории в магнитном поле спектрометра. Из этого рисунка видно, что распределения для электронов и позитронов не перекрываются. Моделирование Монте-Карло показало, что вероятность неправильного определения знака заряда электронов не превышает 2х 10" при энергии до

кривизна,1/ГВ

Рисунок 4.9. Распределение отобранных событий в зависимости от кривизны траектории в магнитном поле спектрометра.

Метод идентификации электронов и позитронов с помощью калориметра был опубликован в работах [144, 147, 155, 145].

-200 ГэВ.

400 -г -

350-

и -1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-г-

-0,06 -0,04 -0,02 0,00 0,02 0,04 0,06

4.2 Физические характеристики спектрометра

Если угловое распределение регистрируемых частиц изотропно, то зависимость зарегистрированного числа частиц от интенсивности космического излучения дается следующим выражением [126]:

\\vtE,J,eil,<p}l)d^erdill

£2„ S

xdb

(4.1)

Где ЩАГ)- приборный спектр регистрируемых частиц, - элемент площади; Ер, вр> фр - истинная энергия зарегистрированной частицы и ее

углы падения относительно оси телескопа; Аг, - измеренный сигнал (эта величина представляет собой оцифрованный отклик прибора на зарегистрированную частицу с энергией Ер и углами влета вр и <рр);

К(Ер,Аг) - функция отклика телескопа или плотность вероятности того, что частица с энергией Ер даст отклик Аг ; ?](Ер,вр,<рр) - эффективность

регистрации прибором частицы с заданными Ер, @Р,и <рр. Величина:

= | \т1{Ер,вр,(рр)йзсоъ9^£1р (4-2)

n„ S

называется светосилой телескопа. Если эффективность т](Ер,вр,<рр) не зависит от углов падения частицы, т.е. т](Ер,0р,<рр) = rj(Ep),

тогда:

S(Ep) = Tj(Ep) J jds cos 0pdnp. (4-3)

np s

Величина:

в = | \(18С05врс1С1р (4,4)

ал5

называется геометрическим фактором телескопа.

Интегрирование проводится по тем сЮ и <38, при которых траектория частицы проходит через все детекторы телескопа.

Для спектрометра ПАМЕЛА величина геометрического фактора будет определяться конфигурацией триггера. Так для триггера Т1 она равна 21.6см2ср. В случае использования триггера СЬхС^хСЗ^СЗг. геометрический фактор равен 25.8 см ср.

Функция отклика К(Ер,Аг,вр,(рр) спектрометра определяет его

энергетические разрешения для частиц разных типов и используется для восстановления измеренного спектра [127,128].

Основные

характеристики спектрометра были определены при помощи моделирования

прохождения частиц через вещество детекторов прибора, методом Монте-Карло. Для этого использовалась

математическая модель

спектрометра СРАМЕЬА [117], разработанная

коллаборацией ПАМЕЛА на базе пакета вБАОТЗ [139]. При этом учитывались следующие процессы взаимодействия: комптоновское рассеяние гамма-квантов, образование электрон-позитронных пар,

используемая для расчета светосилы и функции отклика спектрометра ПАМЕЛА

многократное рассеяние, ионизационные потери энергии в веществе, тормозное излучение, аннигиляция позитронов. Для учета ядерных взаимодействий использовались стандартный для GEANT3 пакет GEISHA [139] и специализированные библиотеки FLUKA [140]. Программа была проверена на данных калибровки на ускорителе.

Было проведено моделирование изотропного потока электронов, позитронов, протонов и пионов в диапазоне энергий от 60 МэВ до 600 ГэВ (для пионов до 10 ГэВ) и диапазоне углов 0 < ф<2тг и 0<©<я/2 на площадке

Г)

размером 60x60 см" на поверхности термоконтейнера (рисунок 4.10) [129].

Для всех промоделированных частиц был применен отбор, соответствующий выделению позитронов и описанный выше. Для анализа выбирались частицы, прошедшие прибор в прямом направлении сверху вниз, имеющие один трек в магнитном спектрометре. По калориметру были отобраны частицы, дающие ливень в первых 4 слоях вольфрама (~3 радиационных длины), продольный и поперечный профили ливня которых соответствует регистрации электронов и позитронов. Nm(A) событий, прошедших отбор из Nm(Ep) промоделированных частиц, были использованы для определения светосилы S(Ep) по методу из работы [126].

S(Ep)=7iNm(A)iyNm(Ep), где £ - площадь поверхности, по которой проводилось моделирование изотропного потока.

Полученная в результате моделирования функция S(Ep), соответствующая регистрации электронов с энергией от 50 МэВ до 600 ГэВ, представлена на рисунок 4.11. Видно, что максимальное значение приходится на значения энергии порядка 1 ГэВ, а затем светосила с ростом энергии начинает

уменьшаться из-за ухудшающегося импульсного разрешения.

Энергия, ГэВ

Рисунок 4.11. Светосила прибора ПАМЕЛА в зависимости от энергии регистрируемых электронов (позитронов)

На рисунке 4.12 слева показаны распределения по восстановленной жесткости для электронов с энергий 59 и 93 ГэВ, прошедших отбор по калориметру. Результаты моделирования были аппроксимированы распределением Гаусса, параметры которого подобраны для различных диапазонов энергий. Так как при отборе электронов проводиться сравнение восстановленной жесткости с полным энерговыделением в калориметре, то "хвост" распределения К(А,ЕР), связанный с тормозным излучением электронов/позитронов, уменьшается и такая аппроксимация представляется оправданной для интервала энергий от 100 МэВ до -300 ГэВ.

>5 ь

JJ

\o о

•и О Ч и X т ш

0

1

J3

с;

QJ

0,120,100,080,060,040,02

0,00

я

IJ 1 59 ГВ

i 11 1 \ X)

ti А*11

' л /1 / \ 17 £ \ J У93 ГВ \

1 \ / г/ М <У Л

100-

Ш

L.

□f

40 50 60 70 80 90 100 110 120

и, ГВ Е, ГэВ

Рисунок 4.12. Слева: распределения по восстановленной жесткости для электронов с энергий 59 и 93 ГэВ после отбора по калориметру. Справа: Зависимость среднего значения измеренной жесткости (И.) от первоначальной энергии частицы (Е)

Нормировка К(А,Ер) была проведена в соответствии с условиями (3).

На рисунке 4.12 справа показана полученная в результате зависимость моделирования для электронов среднего значения измеренной жесткости R от первоначальной энергии частицы Ер. Эта зависимость может быть аппроксимирована линейной функцией R=a+bxEp, где а=-0.024±0.002, 6=1.006±0.001 в интервале энергий Ер от 150 МэВ до 200 ГэВ. Относительное энергетическое разрешение при энергиях от 1.5 ГэВ до -200 ГэВ не превышает 10%. Оно было описано полиномиальной функцией.

Полученные зависимости были применены при восстановлении энергетических спектров электронов и позитронов в околоземном космическом пространстве.

4.2.1 Экспериментальное определение эффективности

детекторов спектрометра ПАМЕЛА.

Характеристики спектрометра ПАМЕЛА, описанные в предыдущем пункте, были получены моделированием с учетом не только физических процессов взаимодействия частиц с веществом, но и с учетом калибровочных характеристик детекторов на момент начала работы прибора на спутнике «Ресурс-ДК1». Тем не менее, эффективность работы отдельных детекторов может изменяться со временем, что необходимо учитывать при определении потоков частиц.

1.0 п

0.8

Л

г

Р

о

О >2 О X

Ф

о 0.6 о. с ОС

г

Ф 0.4 О.

ш

о о

X

ш

0.2 -