Измерение спектров и состава первичных космических лучей в ТэВной области в эксперименте Памела Текст научной статьи по специальности «Физика»

УДК 523.165

ИЗМЕРЕНИЕ СПЕКТРОВ И СОСТАВА ПЕРВИЧНЫХ

КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ В ТЭВНОЙ ОБЛАСТИ В ЭКСПЕРИМЕНТЕ ПАМЕЛА

Международная коллаборация ПАМЕЛА1

Предложена модификация орбитального спектрометра ПАМЕЛА для изучения спектра первичных космических лучей (протонов и электронов) в области энергий 1011 — 1013 эВ, что позволит исследовать особенности энергетического спектра, важные для решения проблемы происхождения космических лучей. Для этого в состав спектрометра дополнительно вводится детектор нейтронов. Совместный анализ информации калориметра и нейтронного детектора позволит отличить первичные электроны с энергией 1011 — 5 • 1012 эВ от протонов тех же энергий с фактором режекции (отбора) не хуже Ю-4. Описан принцип идентификации протонов и электронов и нейтронный детектор.

Научная задача Российско-Итальянского проекта ПАМЕЛА первоначально состояла в исследовании спектра ядер (антиядер) с энергией Е — (108 -2- 10п) эВ/к, электронов (и позитронов) космических лучей (КЛ) в диапазоне Е = (108 — 3 • 10й) эВ [1]. Спектрометр ПАМЕЛА будет функционировать на околоземной орбите в течение 3 лет. Запуск планируется на 2004 г. Несколько лет назад было предложено расширить круг задач прибора, дополнив его детектором тепловых нейтронов. Это позволяет продлить диапазон измеряемых энергий протонов и электронов до Е ~ 1013эВ, что является актуальным для исследования проблемы происхождения КЛ, а именно, вопроса об особенности

Состав коллаборации ПАМЕЛА см. в конце статьи.

энергетического спектра КЛ в указанном диапазоне энергий и вопроса об обрезании спектра первичных электронов.

Одной из удивительных особенностей спектра КЛ высоких энергий является степенной закон зависимости наблюдаемых потоков частиц от энергии в интервале, охватывающем почти 10 порядков и простирающемся до энергий Е ~ Ю20 эВ. Экспериментальные указания на изменение показателя энергетического спектра К Л (излом) в области энергий Е ~ 1012 эВ свидетельствуют о существовании близкого источника (источников) КЛ и вызывают оживленные дискуссии среди специалистов на протяжении последних десятилетий [2-3]. В этой области энергий спектр протонов становится круче, тогда как спектры ядер с Z >2 остаются неизменными [2-4]. Хотя несколько групп специалистов работают в этой области энергий [5-7], получение новых данных является необходимым, т.к. до сих пор нет единого мнения о существовании излома в спектре протонов в этой области энергий.

Важным преимуществом спектрометра ПАМЕЛА перед другими приборами является возможность измерения спектров частиц в широком интервале энергий Е (108 — 1013) эВ одним и тем же прибором. Постановка детектора нейтронов позволит решить вопрос о существовании галактических электронов с Е > 1012 эВ.

Известно, что электроны составляют лишь малую часть (менее 1%) потока космических лучей в околоземном пространстве, однако их роль в изучении Галактики очень велика. В частности, обнаружение высокоэнергичных электронов вблизи Земли будет свидетельствовать о наличии близких (на расстоянии < 500 парсек) источников генерации КЛ. При распространении в межзвездном пространстве основную роль в потерях энергии электронов с энергией выше 100 МэВ играют синхротронное излучение в магнитных полях Галактики и обратный комитон-эффект (рассеяние на реликтовых фотонах и световых фотонах от звезд). Время, за которое электрон потеряет половину своей энергии, составляет величину порядка Т и Те/2 — (2.1 • 10°)/Е лет, где энергия Е измеряется в ТэВ [8]. За это время электрон пройдет расстояние В. = 2^Б(Е)Т, где В(Е) - коэффициент диффузии электрона с энергией Е. Обычно О(Е) берется в виде О(Е) ш 1029 • Е6 см2/с, где Е измеряется в ТэВ, а параметр 8 равен 0.3. Отсюда следует, что электроны в ТэВ-ной области энергий могут быть зарегистрированы лишь от нескольких ближайших источников, находящихся на расстоянии не более 500 парсек 1! возраст которых порядка 105 лет.

В настоящее время с помощью рентген-эмульсионных камер при их экспонировании в верхних слоях атмосферы зарегистрировано 8 событий с энергией Е > 800 ГэВ.

13 событий с Е > 600 ГэВ и 30 событий с Е > 400 ГэВ, которые рассматриваются как электронные [8]. Такие потоки электронов указывают на существование близких источников КЛ. Такими источниками могли бы быть сверхновые типа Vela (если, в соответствии с последними оценками [9], расстояние до Vela оценивается в 250 парсек, а не 500 парсек, как было принято ранее). Однако в этом случае следует ожидать существенно большие потоки электронов с энергией более сотен ГэВ [8]. К таким источникам можно отнести и сверхновую Geminga или красные карлики [10]. Нужно отметить, что данные о концентрации космогенных изотопов 14С и 10Ве в сталагмитах и в антарктическом льду указывают, что взрыв сверхновой мог иметь место вблизи Земли на расстоянии « (50 — 60) парсек примерно 3.5 • 104 лет тому назад [11]. Данные о долговременных трендах интенсивности КЛ [12] также свидетельствуют о взрыве сверхновой (50 - 500) тысяч лет назад на расстоянии (30 - 150) парсек от солнечной системы. Отсюда ясно, насколько актуальными являются дальнейшие измерения спектра электронов в области энергий более сотен ГэВ.

Характеристики спектрометра ПАМЕЛА при изучении спектров космических лучей в области энергий (1011 — 1013)эБ. На рис. 1 схематически показан спектрометр ПАМЕЛА. В прибор входят детектор переходного излучения, магнит в сочетанш с трековой системой, калориметр, нейтронный детектор и система сцинтилляционных счетчиков, образующих времяпролетную схему. Для изучения высокоэнергичной части спектра КЛ используются калориметр и нейтронный детектор.

Калориметр включает в себя 23 детектирующие пластины (кремниевые твердотель ные детекторы). Детектирующая пластина имеет площадь 24 х 24 см2. На обе стороны каждой из детектирующих пластин нанесены металлические полоски - стрипы. Ширина каждого стрипа равна 2.5 мм. Толщина и ширина чувствительного слоя между стри пами 0.38 мм и 8 мм, соответственно. Направления стриповых полос на двух сторонах пластины взаимно перпендикулярны. Таким образом, каждая регистрирующая пласт и на задает координатную сетку вдоль каждой из осей X и Y. Ячейка пространственного разрешения пластины составляет величину 2.5 х 2.5мм2.

Между кремниевыми детекторами поставлены 22 вольфрамовые пластины толщиной 2.63 мм каждая. Полная толщина калориметра составляет 16.3 радиационных единиц или 0.60 величины ядерного пробега протонов.

В калориметре определяется точка взаимодействия первичной частицы, направлен , " ее прихода и энерговыделение частиц лавины в ячейках каждого слоя твердотельных детекторов. По форме кривой электромагнитного каскада (величине энерговыделен¡! я

Рис. 1. Схема спектрометра ПАМЕЛА: 1 - калориметр, 2 - сцинтилляционный детектор, 3 - нейтронный детектор, 4 - магнит, 5 - детекторы трековой системы.

Рис. 2. а: число нейтронов, генерированных первичным электроном с энергией Е = 5-10й эВ на разных глубинах калориметра в разных типах взаимодействия: ГР - гигантский резонанс, ФЯ - фотоядерные реакции (без гигантского резонанса), А - адронные взаимодействия, линия без значков - сумма всех взаимодействий; б: то же, но для протона с той же энергией.

в стриповых ячейках в зависимости от количества пройденного вещества в калориметре) с достаточно высокой точностью определяется энергия провзаимодействовавшей частицы. Заряд частицы определяется по амплитуде сигнала в слоях твердотельных стриповых детекторов, расположенных выше точки взаимодействия частицы.

Для того, чтобы уверенно выделять первичные электроны на фоне значительно более многочисленных протонных событий, под калориметром помещается нейтронный детектор, состоящий из 36 гелиевых нейтронных счетчиков, расположенных в 2 слоя по

40

в

о

оЗОН

«20 о

5 ю Н

я

0 50 100 , , 150

Глубина в калориметре, г/см

18 счетчиков в каждом слое. Счетчики находятся в полиэтиленовом замедлителе, который снизу и с боков окружен кадмиевым экраном для поглощения фоновых тепловых нейтронов.

Выход испарительных нейтронов в каскаде, инициированном адроном, в 15 - 20 раз больше, чем в каскаде от электрона [13]. Так как доля первичных электронов по отношению к протонам падает с ростом энергии, составляя ~ 0.5% при Е = 10й эВ п ~ 0.2% при Е = 1012 эВ, то для выделения электронных событий необходимо применять эффективную режекцию событий, вызванных протонами. Как показывают расче ты, совместный анализ информации калориметра и нейтронного детектора позволит отличить первичные электроны с Е & (1011 — 5 • 1012)э£ от протонов тех же энергий с фактором режекции не хуже ~ Ю-4. События, вызванные в калориметре 7-квантамп. нельзя будет отличить от электронных событий. Однако доля событий от 7-квантов по отношению к электронным составляет ~ 3% при Е = 1011 эВ и ~ 14% при Е = 1012 эВ [14].

Для решения поставленных задач нет необходимости ограничиваться только анализом частиц, приходящих в апертуре спектрометра. Учет возможности регистрации частиц, приходящих в калориметр с боковых направлений, приводит к увеличению геометрического фактора прибора с 21 см2 ср до ~ 900 см2ср. Более 104 протонов, несколько тысяч ядер гелия и сотни электронов с Е > 1012 эВ пройдут через калориметр за год работы. Для надежного определения энергии частицы необходимо, чтобы в калориметре наблюдался максимум ядерно-электромагнитного каскада, для чего в исследуемом интервале энергий нужно не менее ~ 90 г/см2 вольфрама. Полная толщина вольфрама в вертикальном направлении составляет 115 г/см2, а в наклонных направлениях дости гает ~ 200 г/см2. Определение энергии будет возможно для ~ 15% вертикально падающих и ~ 30% наклонно падающих протонов. При выполнении этих же условий энергия электронов будет определяться надежно почти в 100% случаев. Предполагается, что спектрометр будет функционировать в течение 3 лет, что позволит с высокой статистической точностью измерить спектр космических лучей в области Е ~ (1011 — 10'"') эВ.

Точность определения энергии первичной частицы зависит от величины флуктуашш числа частиц в максимуме каскадной кривой. Как показало моделирование, энергия частицы в калориметре определяется с точностью ~ 20%. Ширина распределения ливней по числу заряженных частиц на заданной глубине для электронных каскадов несколько меньше, чем для протонных, поэтому точность определения энергии для электронов выше.

Определение энергии по числу вторичных заряженных частиц возможно при достаточно хорошем разрешении стриповых детекторов по числу частиц до попадания в ячейку. При 1400 релятивистских частиц наступает ее насыщение. Тогда при падении оси ливня в центр ячейки (самый неблагоприятный случай) будут разрешаться ливни с числом частиц до ~ 5000 в максимуме каскадной кривой [15]. Этого достаточно для регистрации частиц с энергий до ~ 2 ТэВ.

Разделение первичных протонов и электронов. Прохождение заряженных частиц через калориметр спектрометра ПАМЕЛА моделировалось с помощью модифицированной версии программы МС0 [16]. Задачей расчета было нахождение фактора режекции К протонов от электронов. Фактор К является произведением нескольких множителей, обусловленных разными процессами.

Развитие ядерно-электромагнитного каскада в калориметре симулировалось для протонов и электронов с Е яз (1011 — 1013) эВ. Отдельно учитывались события, в которых протон взаимодействовал в первых 2£-единицах, т.е. в первых 3 слоях вольфрама. В этих случаях протон мог имитировать прохождение через калориметр электрона (элек-троноподобные события). Доля таких протонных каскадов от общего числа первичных протонов составляет К1 = 1 — ехр(—15.1/185) = 0.08 (здесь 15.1 г/см2 - толщина первых 3 слоев вольфрама, 185 г/см2 - средний пробег протона до взаимодействия в вольфраме).

Для того, чтобы протон выделил в электромагнитный каскад энергию такую же, как и электрон с энергией Ео, он должен иметь энергию в среднем примерно в 5 раз большую, т.к. коэффициент неупругого взаимодействия протона с ядром = 0.2. Таким образом, при степенном интегральном спектре протонов с индексом -ур = —1.7 "элек-троноподобные" каскады будут имитироваться протонами, число которых в 0.2'-1 '' раз меньше, чем число первичных протонов с энергией, большей или равной Е0■ Отсюда среднее значение К2 = 0.065.

Возможность значительного улучшения отбора электронных событий на фоне протонных возникает при регистрации нейтронов, генерированных при взаимодействии первичного электрона или протона (ядра) с ядром вольфрама. Количество генерированных нейтронов в этих двух случаях существенно разное. В качестве примера на рис. 2 показано количество нейтронов, генерированное первичными электроном и протоном с энергией 5 • 1011 эВ. Основной вклад в выход нейтронов от электронов дает гигантский резонанс, тогда как для протонов наиболее важны адронные взаимодействия.

На рис. 3 представлена зависимость среднего полного числа нейтронов, генерированных в каскаде, от энергии для электронов и "электроноподобных" протонов.

(о 1.Е+06

1.Е+04 -1.Е+02 .

1.Е+00 -1.Е+09

1.Е+11 1.Е+13 Энергия, эВ

1.Е-03 «

1.Е-05

200 600 1000 Число нейтронов, Мп

Рис. 3. Полное число генерированных в каскаде нейтронов в зависимости от энергии первичной частицы. Черные ромбы - каскады от "электроноподобных" протонов, светлые квадраты - от электронов.

Рис. 4. Зависимость доли каскадов от первичных электронов (левая шкала, темные символы) и полного фактора режекции К (правая шкала, светлые символы) от числа генерированных нейтронов для Е — 5 • 10п эВ (кружки) и Е = 5 • 1012 эВ (квадраты).

Число нейтронов, генерированных в каскаде, сильно флуктуирует, особенно для каскадов, образованных от взаимодействия протонов. Распределения ливней по числу генерированных нейтронов N для протонов и электронов, выделивших одинаковую энергию в каскад, частично перекрываются. В области перекрытия одно и тоже число нейтронов /У„ может быть рождено как электроном, так и протоном. Однако вероятности такого события для электрона и протона различны. Площадь под кривой распределения ливней при N < является вероятностью того, что выход нейтронов в каскаде будет меньше или равен Мп. Эта величина характеризует долю каскадов с выходом нейтронов < А'',, -Обозначим эту величину Рр для протонных ливней и Ре для электронных ливней. ( ле-дует выбрать Ре таким образом, чтобы Аг„ было достаточно велико (значительно выше фона), а доля протонных каскадов Рр с числом нейтронов меньше Ап оставалась невысокой. Фактор режекции КЗ — Рр. На глубине калориметра 114.5 г/см2 (~ полная толщина по вертикали) для Ре = 0.95 электронных каскадов с первичной энергией

электрона Ее = 5 ■ 1012 эВ фактор К3 ~ 0.013. Для Ее = 5 • 10п эВ фактор Л'З меняется от 0.013 до 0.05 при увеличении Ре от 0.5 до 0.9.

Полный фактор режекции равен К — К 1 • К2 ■ КЗ. На рис. 4 показана зависимость величины Рс (в верхней части) и полного фактора режекции К (в нижней части) от Nn для вертикально идущих первичных частиц (глубина калориметра 114.5 г/см2) с энергиями 5 • 1011 эВ и 5 ■ 1012 эВ. Величина Рр для всех случаев, приведенных на рис. 4, остается меньше 7 • Ю-4. Видно, например, что в 95% случаев взаимодействия в калориметре первичного электрона с энергией 5 ■ 1011 эВ генерированное число нейтронов Nn < 350, а полный фактор режекции Л' « 5 • Ю-4, т.е. только в 1 случае из '2000 электронное событие может быть имитировано первичным протоном. Для этого случая Рр = 4 ■ Ю-4. Следует заметить, что при эффективности регистрации нейтронных счетчиков ~ 7% и с учетом расположения нейтронного детектора под калориметром Nn < 350 соответствует числу зарегистрированных нейтронов меньше 4. Для электрона с энергией 5-1012 эВ в 92% случаев Nn < 680, а полный фактор режекции К к 4- Ю-4. Для этого случая Рр = 6 • Ю-5 и зарегистрированное число нейтронов будет меньше 8.

Таким образом, модификация спектрометра ПАМЕЛА путем введения в него нейтронного детектора позволит измерить спектры не только протонов и ядер КЛ, но также и первичных электронов в области энергий 1011 — 1013 эВ.

ЛИТЕРАТУРА

[1] PAMELA collaboration. Ргос. 26th Intern. Cosmic Ray Conf., Salt Lake City, 5, 96 (1999).

[2] Г p и г о p о в Н. Л., Нестеров В. Е., Рапопорт И. Д. и др. Ядерная физика, 11, 1058 (1970).

[3] Григоров Н.Л. Космические исследования, 33, N 4, 339 (1995).

[4] G г i g о г о V N. L. and Tolstaya Е. D. Ргос. 26th Intern. Cosmic Ray Conf., Salt Lake City, 3, 183 (1999).

[5] 3 а ц e п и h В. И., Лазарева Т. В., Сажина Г. П. и др. Ядерная физика, 57, 684 (1994).

[6] JASEE Collaboration, Ргос. 26th Intern. Cosmic Ray Conf., Salt Lake City, 3, 187 (1999).

[7] A p a n a s e n k о et al. Astropart,. Pbys., 6, No. 16, 13 (2001).

[8] К о b а у a s h i Т. et al. Ргос. 26th Intern. Cosmic Ray Conf., Salt Lake City, 3, 61 (1999).

[9] Cha А. N. et al. Astroph. J., 515, L25 (1999). [10] Степанов А. В. УФН, 173, N 1, 106 (2003).

[И] А м о с о в А. Е. и др. Изв. АН СССР, сер. физ., 55, N 10, 2037 (1991).

[12] S t о z h к о v Yu. L, Р о к г е v я к у Р. Е., and О к h 1 о р к о v V. Р. Ргос. 26th Inter п. Cosmic Ray Conf., Salt Lake City, 4, 283 (1999).

[13] Безруков Jl. Б. и др. Ядерная физика, 17(1), 98 (1973).

[14] D о g i е 1 V. A. Nuovo Cimento, 19С(5), 671 (1995).

[15] М у р з и н В. С. Физика космических лучей. М., Изд-во МГУ, 1970, с. 43.

[16] А 1 е k s а п d г о v К. V. et al. Preprint FIAN N 47, Moscow, 1998.

Поступила в редакцию 15 июля 2003 г.

Международная коллаборация ПАМЕЛА:

О. Adriani1, М. Ambriola1, A. Bakaldin2, G. Barbarino1, A. Basili1, G. Bazilevskaya3, R. Bencardino1, E. Bogomolov4, M. Boezio1, L. Bongiorno1, V. Bonvicini1, M. Boscherini5, U. Bravar6, F. Cafagna1, D. Campana1, P. Carlson7, M. Casolino1, G. Gastellini1, M. Circella1, M. De Pascale1, C. De Marzo1, R. Esposito1, A. Galper2, N. Giglietto1, I. Glushkov3, A. Karakash2, S. Koldashov2, M. Korotkov2, J. Krizmanic8, A. Kvashnin3, S. Krutkov4, A. Lauro1, A. Leonov2, V. Logachev3, J. Lund7, V. Makhmutov3, E. Maklyaev2. O. Maksumov3, G. Mazzenga1, A. Menicucci1, W. Menn5, V. Mikhailov2, M. Minori1, N. Mirizzi1, J. Mitchell8, A. Moiseev8, A. Morselli1, J. Ormes8, G. Osteria1, P. Papini1, M. Pearce7, P. Picozza1, G. Pontorieire1, M. Ricci1, R. Rocco1, M. Romita1, G. Rossi1, M. Runtso2, S. Russo1, M. Simón5, R. Sparvoli1, P. Spillantini1, P. Spinelli1, S. Stephens9, R. Streitmatter8, Y. Stozhkov3, S. Straulino1, F. Taccetti1, M. Tesi1, A. Vacchi1, E. Vannuccini1, G. Vasiljev4, S. Voronov2, R. Wischnewski1, Y. Yurkin2, G. Zampa1, N. Zampa1, V. Zverev2

^NFN, Italy.

2Moscow Engineering and Physics Institute, Russia.

3Lebedev Physical Institute, Russia.

4Ioffe Institute, Russia.

5Siegen University, Germany.

6New Mexico State University, USA.

Tv,^*;*..*« „-FT_____O...~J—

iuOjCll HiOUllJlltC .Lt^ilixuiugj', jwcucu.

8NASA Goddard Space Flight Center, USA. 9Tata Institute of Fundamental Research, India.