Письма в ЖЭТФ, том 96, вып. 10, с. 693-699
© 2012 г. 25 ноября
Измерение потока антипротонов первичного космического излучения в диапазоне энергий от 60 МэВ до 350 ГэВ в
эксперименте ПАМЕЛА
О. Адриан^ >ъ, Г. А. Базилевскаг?, Дж. С. Барбариноа'е, Р. Белотти?'9, М.Воецио11, Э. А. Богомолов*, В. Бонвичини'1, М.Бонджиь, Л. Бонекиа,ь, С. В. Борисов3'1''1, С. Боттаи6, А.Бруно?'9, А. Вакки'1, Е. Вапуччипи1', Г. И. Васильев*, С.А.Воронов1, Ю.Вут, А. М. Гальпер1, Л. А. Гришанцева1, И. А. Данильченко1, В. Джиллард"1, Дж. Джерси11'0, Дж. Зампан, Н. Зампан, В. Г. Зверев1, М. КазолинсР'г, Д. Кампанае, Р. Карбонее'к, А. В. Карелин1, П.Карлсон"1, Дж. Кастеллинип, Ф.Кафанья9, А. Н. Квашнин'", С.В.Колдашов1, С. А. Колдобский1, С.Ю.Крутьков*, Л. Консиглиое, А.А.Леонов1, А. Г. Майоров1^1, В. В. Малахов1, В. Мальвецци^, Л. Марчелли^, В. Меннр, В. В. Михайлов1, Э. Мокьютти11, А. Монако?'9, H.Mopif-b, Н. Н. Никонов*'i'k, Дж. Остерия6, Ф. Пальма*'!, П.Папиниь, С.Пизолоттон, М.П.Де Паскалеi'k, II. Пикоцца3'1', М.Пирст, М.Риччиq, С.Риччиариниь, Л.Розетто"1, М.Ф.Рунцо1, К. До Сантис3, Р. Саркарн, М.Симон'1, Н.Де Симоне^'к, Р. Спарволи^к, П. Спилаптипи", Ю. И. Стожковс, В.Ди Феличё''к, Ю. Т. Юркин1 ° University of Florence, Department of Physics, 1-50019 Sesto Fiorentino, Florence, Italy bINFN, Sezione di Florence, 1-50019 Sesto Fiorentino, Florence, Italy c Физический институт им. Лебедева РАН, 119991 Москва, Россия d University of Naples "Federico II", Department of Physics, 1-80126 Naples, Italy eINFN, Sezione di Naples, 1-80126 Naples, Italy f University of Bari, Department of Physics, 1-70126 Bari, Italy BINFN, Sezione di Bari, 1-70126 Bari, Italy hINFN, Sezione di Trieste, 1-34149 Trieste, Italy 'Физико-технический институт им. Иоффе РАН, 194021 С.-Петербург, Россия
■> INFN, Sezione di Rome Tor Vergata, 1-00133 Rome, Italy h University of Rome Tor Vergata, Department of Physics, 1-00133 Rome, Italy 1 Национальный исследовательский ядерный университет "МИФИ", 115409, Москва, Россия
171КТН, Department of Physics, and the Oskar Klein Centre for Cosmoparticle Physics, AlbaNova University Centre, SE-10691
Stockholm, Sweden mIFAC, 1-50019 Sesto Fiorentino, Florence, Italy ° University of Trieste, Department of Physics, 1-34147 Trieste, Italy p Universität Siegen, Department of Physics, D-57068 Siegen, Germany 9 INFN, Laboratori Nazionali di Frascati, Via Enrico Fermi 40, 1-00044 Frascati, Italy rRIKEN, Advanced Science Institute, Wako-shi, Japan
Поступила в редакцию 11 октября 2012 г.
Измерение галактической компоненты антипротонов в космическом излучении представляет интерес в плане изучения механизмов генерации и распространения частиц и античастиц в Галактике, а также поиска новых источников, например аннигиляции или распада гипотетических частиц "темной" материи. В работе приводятся спектр антипротонов и отношение потоков антипротонов и протонов первичного космического излучения в диапазоне энергий от 60 МэВ до 350 ГэВ, найденные в эксперименте ПАМЕЛА при обработке информации, полученной с июня 2006 г. по январь 2010 г. Использование усовершенствованного метода обработки данных, основанного на математической модели их классификации, позволило увеличить статистику и продвинуться в область более высоких энергий, чем в более ранних работах.
Впервые антипротоны в космических лучах были обнаружены в семидесятых годах прошлого столетия [1, 2]. Основная причина, по которой их регистрация
Ч e-mail: mayorov.andregmail.com
казалась важной, заключалась в изучении проблемы наблюдаемой барионной асимметрии Вселенной.
Однако последующие измерения и развитие моделей генерации и распространения античастиц в Галактике привели к выводу о том, что космические ан-
ßmax (mips)
Рис. 1. Пример применения алгоритмов классификации для разделения электронов и антипротонов в случае двух параметров: Q max И Qtrack
типротоны рождаются во взаимодействиях высоко-энергетичной ядерной компоненты космического излучения с межзвездным газом (см., например, [3, 4]) и для изучения проблемы барионной асимметрии необходимо зарегистрировать более тяжелые антиядра или по крайней мере установить верхний предел на их поток [5].
Кинематические расчеты показали, что в случае вторичного рождения антипротонов их энергетический спектр имеет максимум около 2ГэВ и спадает в сторону малых энергий из-за порога рождения. При энергиях выше нескольких десятков ГэВ спектр вторичных антипротонов становится круче, чем у протонов. Это приводит к небольшому понижению отношения их потоков [6].
Сегодня интерес к изучению антипротонов по-прежнему сохраняется. Он связан с решением проблем генерации, ускорения и распространения в Галактике космических лучей, а также одной из основных проблем - природы "темной" материи, т.е. выяснения свойств гипотетических массивных слабовза-имодействующих частиц - ВИМП (от англ. WIMP -Weakly Interacting Massive Particle). Существование ВИМП выходит за рамки стандартной модели физики элементарных частиц и рассматривается в моделях суперсимметрии, многомерного пространства, техницвета и т.д. [7]. Одно из принципиальных свойств ВИМП - их взаимная аннигиляция с образованием пар из частиц и античастиц, например элек-
тронов/позитронов или протонов/антипротонов. Сегодня также рассматривается возможность распада частиц "темной" материи с образованием антилепто-нов или антибарионов.
В настоящее время с помощью магнитного спектрометра ПАМЕЛА [8] (от англ. PAMELA - a Payload for Antimatter Matter Exploration and Light nuclei Astrophysics) проводятся прецизионные измерения потоков античастиц в первичном космическом излучении. Запуск ИСЗ Ресурс-ДК1 с установленной на борту научной аппаратурой состоялся в июне 2006 г. Спектрометр расположен внутри герметичного контейнера. Он включает в себя следующие детекторные системы: времяпролетную системы (ВПС), координатную трековую систему (трекер) в магнитном поле, координатно-чувствительный калориметр, систему антисовпадений, нижний сцинтилляционный ливневый детектор, нейтронный детектор. Такой набор позволяет определять величину и знак заряда, жесткость, скорость, массу и энергию частиц.
В 2010 г. были опубликованы энергетические спектры галактических антипротонов и энергетическая зависимость отношения потоков антипротонов и протонов в диапазоне энергий от бОМэВ до 180 ГэВ, полученные с использованием информации, накопленной до конца 2008 г. [9]. Данные в таком диапазоне энергий получены впервые. Анализ приведенных результатов показал, что они согласуются с расчетами в программе GALPROP без введения допол-
нительных источников антипротонов [10]. Это означает, что антипротоны являются вторичными галактическими частицами, возникающими во взаимодействиях высокоэнергетичных космических адронов с межзвездным веществом. Вместе с тем статистической обеспеченности результатов, особенно вблизи верхней энергетической границы, недостаточно для надежного исключения других источников.
В настоящей работе для увеличения статистики и получения результатов при более высоких энергиях был оптимизирован отбор антипротонов по калориметру и проведен анализ "спилловера", т.е. ошибки в измерении знака заряда из-за конечного пространственного разрешения спектрометра и рассеяний на малые углы во внутренних плоскостях трекера. Кроме того, для анализа была использована информация, накопленная до января 2010 г.
Основные критерии отбора событий аналогичны использовавшимся ранее [5, 9, 11].
Первичные космические лучи выделяются условием R > 1.2Rc, где Rc - локальная жесткость геомагнитного обрезания в месте регистрации события с жесткостью R (определенной по трекеру). Жесткость Rc вычисляется при помощи расчетов местоположения спутника в модели SGP-4 по данным NORAD [12] и напряженности магнитного поля Земли в модели IGRF [13].
Для исключения из анализа электронов, доля которых в космических лучах на 2-3 порядка превышает долю антипротонов, требуется дополнительный отбор. Он связан с использованием информации от калориметра, имеющего толщину ~0.6 ядерных и ~ 16 электромагнитных длин. Электромагнитные и адронные взаимодействия отличаются топологией, обусловленной разной природой образующих ливни частиц. Для того чтобы охарактеризовать ливни, введены параметры, которые описывают продольный и поперечный профили, начальную точку взаимодействия и энерговыделения в разных частях ливня. Например, Qmax - максимальное энерговыделение в калориметре, Qtrack - энерговыделение вдоль восстановленной оси ливня. Подробнее эти параметры описаны в работах [11, 14] и ссылках в них.
В нашем случае имеется большое количество параметров. Поэтому для разделения электронов и антипротонов была использована математическая модель классификации данных, являющаяся частью алгоритмов MVA (от англ. Multivariate analysis - многомерный анализ) [15]. Классификация - процесс группировки объектов исследования или наблюдения в соответствии с их общими признаками. Постановка задачи имеет следующий вид. Пусть существует
множество объектов, принадлежащих к разным известным классам по набору признаков. В нем задано конечное подмножество объектов, для которых класс известен (обучающая выборка). Требуется построить алгоритм, способный указать класс, к которому относится произвольный объект. В работе обучающая выборка построена на основе моделирования прохождения электронов и антипротонов через спектрометр. При этом для двух классов (типов частиц) формируется множество значений всех параметров, по которым происходит классификация. Для моделирования в коллаборации ПАМЕЛА разработана программа на основе пакета GEANT 3.21 [16], которая воспроизводит характеристики аппаратуры, полученные в калибровках на ускорителе. Их стабильность регулярно проверяется в полете.
Алгоритмы классификации реализованы в среде MatLab [17]. Результатом является гиперповерхность в пространстве размерностью, равной числу использованных параметров. Гиперповерхность разделяет пространство на две части. В одной сосредоточены электронные, а в другой - антипротонные события.
Проиллюстрировать метод можно на
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.