Энергетические спектры позитронов и электронов в космических лучах тема автореферата и диссертации по физике, 01.04.16 ВАК РФ

На правах рукописи

Михайлов Владимир Владимирович

ЭНЕРГЕТИЧЕСКИЕ СПЕКТРЫ ПОЗИТРОНОВ И ЭЛЕКТРОНОВ В КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧАХ

Специальность 01.04.16 - Физика атомного ядра и элементарных частиц

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

¿Г

Автор ^

15 /¡пй ¿и ю

Москва-2014

005557315

Работа выполнена в Национальном исследовательском ядерном университете «МИФИ» (НИЯУ МИФИ)

Научный консультант:

Заслуженный деятель науки Российской Федерации, доктор физико-математических наук, профессор Гальпер Аркадий Моисеевич Официальные оппоненты:

Свиржевскнй Николай Саввович, доктор физико-математических наук, главный научный сотрудник, Физический институт им. П. Н. Лебедева Российской академии наук

Птускии Владимир Соломонович, доктор физико-математических наук, главный научный сотрудник, Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н. В. Пушкова Российской академии наук

Мухамедшин Рауф Адгамович, доктор физико-математических наук, заведующий лабораторией, Институт ядерных исследований Российской академии наук

Ведущая организация: Московский государственный университет имени М. В. Ломоносова

Защита состоится «11» февраля 2015 г. в 15час.ОО мин. на заседании диссертационного совета Д 212.130.07 при НИЯУ МИФИ по адресу: 115409, Москва, Каширское шоссе, д.31, тел. 8-(499)324-84-98

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке НИЯУ МИФИ и на сайте http://ods.mephi.ru

Автореферат разослан » декабря 2014 г.

Просим принять участие в работе совета или прислать отзыв в двух экземплярах, заверенный печатью организации, по адресу НИЯУ МИФИ.

Ученый секретарь диссертационного совета, доктор физико-математических наук, профессор

С.Е. Улин

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темьт. 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 е 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.

Таким образом, несомненно, что изучение зависимостей интенсивности позитронов 1е+(Е) и электронов 1е-(Е) от энергии представляет значительный интерес и к настоящему 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 изучению потоков частиц космического излучения в широком интервале энергий и поиску античастиц в 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 за пределами атмосферы в космическом эксперименте провести измерения энергетических спектров электронов и позитронов в широком диапазоне энергий от -100 МэВ до сотен ГэВ с высокой статистической обеспеченностью.

Таким образом, настоящая 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.

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 мягче выше -ЮГэВ. 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 -2.85+0.07 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 ОАЬРЯОР 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 представлений о механизмах происхождении и распространении космических лучей в Галактике. Результаты по аномальному эффекту и энергетическим спектрам электронов и позитронов уже 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 диссертационной работы были представлены на:

1. Российских конференциях по космическим лучам, Москва 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.

Структура и объем диссертации.

Диссертационная работа состоит из введения, шести глав, заключения, списка литературы. Общий объем - 240 страниц, включая 87 рисунков, 6 таблиц и список литературы из 242 наименований.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во введении приводится общая характеристика работы, обосновывается важность и актуальность поставленной задачи. На сегодняшний день исследование энергетических спектров позитронов и электронов в первичных космических лучах вызывает значительный интерес, поскольку эти данные являются основой для изучения источников космических лучей, распространения частиц космических лучей в Галактике и гелиосфере, свойств темной материи.

В главе 1 приведен обзор экспериментальных и теоретических исследований потоков электронов и позитронов в околоземном космическом пространстве.

Электроны и позитроны в космических лучах впервые были обнаружены в 60-х годах прошлого столетия [2]. К началу эксперимента ПАМЕЛА были проведены многочисленные эксперименты по изучению электронной компоненты космических лучей. Было показано, что суммарный спектр электронов и позитронов имеет степенной вид с показателем около -3 и простирается до ТэВ-ой области, где заметно укручается. При энергии 1 ТэВ суммарный поток электронов и позитронов составляют только 0.1% от протонов. Считается, что основная масса электронов ускоряется в остатках сверхновых. В целом данные до 2006 г. по суммарному электрон-позитронному потоку хорошо описываются диффузионной моделью распространения космических лучей в межзвездной среде [1]. Что касается позитронов, то их спектр был измерен с большими ошибками, данные различных экспериментов отличаются друг от друга иногда на порядок. В то же время, спектр позитронов космических лучей является пробным камнем для многих процессов и поэтому на его измерения были затрачены значительные усилия. До 2006 г. наиболее надежные данные были получены в баллонных экспериментах HEAT (High Energy Antimatter Telescope), CAPRICE (Cosmic AntiParticle Ring Imaging Cherenkov Experiment). Измеренный ими спектр согласуется с вторичным происхождением позитронов вплоть до энергий в несколько ГэВ. Данные не исключают дополнительного вклада первичных источников позитронов при

энергиях выше 5-10 ГэВ, но статистическая обеспеченность результатов не позволила сделать определенные выводы. Неопределенность в измерениях породила многочисленные интерпретации, которые, однако, не смогли получить достаточного экспериментального обоснования. В частности, рассматривались позитроны от распадов радиоактивного 56Со с их последующим ускорением в остатках сверхновых, рождение электрон-позитронных пар в магнитных нолях пульсаров, взаимодействие космических лучей в гигантских молекулярных облаках с последующим ускорением вторичных частиц магнитными полями. Наиболее интригующей интерпретацией является возможность наблюдения сигнала от аннигиляции или распада тяжелых, слабовзаимодействующих частиц темной материи, образованных на ранней стадии формирования Вселенной [1,6-7,9-10]. Дополнительные трудности при выяснении источников космических лучей создает солнечная модуляция, которая изменяет форму спектра галактических частиц при энергиях ниже нескольких ГэВ. Солнечная модуляция потоков электронов и позитронов не описывается моделью силового поля и для ее оценки были рассмотрены диффузионно-конвективные и дрейфовые механизмы распространения космических лучей в гелиосфере. Эти модели, хотя были подробно разработаны, тем не менее не получили окончательного признания из-за отсутствия экспериментальных данных, в частности, по модуляции потоков электронов и позитронов за 22 - летний солнечный цикл. Прохождение и взаимодействие космических лучей в магнитосфере Земли также являлось объектом изучения на протяжении последних 50 лет [3]. Эксперименты по изучению вторичных частиц на спутниках, описаны в заключительной части главы 1.

При подготовке эксперимента ПАМЕЛА в 1998-2001гг были проведены эксперимент НИНА на борту спутника Ресурс №4 (Россия) (солнечно синхронная орбита с наклонением 98° и высотой -800 км), а затем НИНА-2 на спутнике МИТА (Италия) (полярная орбита с высотой 450 км). В главе 2 приведено описание этих экспериментов, предназначенных для проверки

методики измерении и одновременно исследования потоков низкоэнергетических частиц (от нескольких МэВ/нуклон до -50 МэВ/нуклон) в околоземном космическом пространстве. В этих экспериментах были проведены испытания в условиях орбитального полета кремниевых стриповых координатных детекторов, предназначенных для калориметра спектрометра ПАМЕЛА. В главе описаны схема приборов, предполетные испытания, методика идентификации зарегистрированных при помощи телескопов-спектрометров НИНА и НИНА-2 событий и восстановления начальной энергии заряженных частиц. Массовое разрешение спектрометров позволяло идентифицировать изотопы водорода и легких ядер и измерять потоки ядер вплоть до кислорода с энергией до -50 МэВ/нуклон. Массовое разрешение оставалось стабильным в течение всего времени измерений и соответствовало наземным предполетным измерениям в ускорительном эксперименте. Характеристики детекторов не изменялись в условиях повышенного темпа счета в отрогах внутреннего радиационного пояса и во время солнечных протонных событий. Энергетическое разрешение, величины пьедесталов и порогов оставались стабильными на протяжении всего полета. Таким образом,

кремниевые стриповые детекторы показали свою работоспособность в условиях реального космического полета.

В главе 3 приведено описание магнитного спектрометра ПАМЕЛА, предназначенного для детального изучения потоков заряженных частиц в космическом излучении. ПАМЕЛА регистрирует электроны и позитроны от 50 МэВ до -270 ГэВ, антипротоны от 80 МэВ до

180 ГэВ, протоны от 80 МэВ до 1 ТэВ.

Рисунок ¡.Физическаясхема п _

Прибор состоит из магнитного

спектрометра ПАМЕЛА

спектрометра на основе постоянного 11

магнита -0.4 Тл, окруженного антисовпадательными детекторами (АС), позиционно-чувствительного калориметра, времяпролетной системы (ВПС) на основе сцинтилляционных счетчиков С1-СЗ, нижнего сцинтилляционного счетчика С4 и нейтронного детектора НД (рисунок 1).

Магнитный спектрометр предназначен для определения знака заряда частиц и измерения их жесткости по отклонению в магнитном поле. Он имеет 6 микростриповых кремниевых плоскостей толщиной 300 мкм и площадью 13.1 х 16.1 см2. На каждую плоскость с двух сторон нанесены взаимно перпендикулярные стрипы. Точность измерения координаты трека составляет ~3 мкм, что соответствует максимальной детектируемой жесткости около 1 ТВ. Кроме того, в каждом слое спектрометра проводится измерение ионизационных потерь частиц, что позволяет определить величину заряда релятивистских частиц вплоть до 7. = 6.

¡а ИГ3 О

х о

|| »«ц

I » 4 У * |'"

1 Ч I I 1 I 11

"-|"Ч"'М

О О. С XI

и си 2 х о

Ю-4 кг5 нг6 иг7

[ Те&! Веат г ф 5тш1а1ю»

иД.

I » < |„,1|1

И |1, II » „I.....I 1 I I »,1|...

10

102

1<г

Импульс, ГэВ/с

Рисунок 2. Вероятность имитации электронов протонами после отбора по калориметру. Заполненные точки - ускорительные данные, открытые точки —моделирование Монте-Карло.

Позиционно-чувствительньш калориметр служит для разделения адронных и электромагнитный ливней по их пространственной картине и состоит из 22 перемежающихся слоев стриповых кремниевых детекторов и вольфрамовых поглотителей. Толщина каждого слоя поглотителя 0.26 см, что соответствует

0.74 радиационной единицы длины. Калориметр дает возможность определить энергию электронов и позитронов с точностью -10% в диапазоне от нескольких ГэВ до сотен ГэВ. Результаты калибровки прибора на пучках электронов и протонов в ЦЕРН показали, что можно достичь коэффициента рсжекции протонов ~104-105 при сохранении ~90% эффективности для электронов (рисунок 2) при высоких энергиях вплоть до ~ 100 ГэВ.

Времяпролетная система (ВПС) на основе пластиковых сцинтилляционных детекторов обладает разрешением 300 пс и дает возможность отделить низкоэнергичные протоны от позитронов вплоть до 1 ГэВ по скорости, а также позволяет определить заряд частиц по ионизационным потерям. Детекторы ВПС также вырабатывают триггерный сигнал.

Геометрический фактор прибора составляет 21.6см2ср, масса 470 кг, энергопотребление 355 Вт.

В 2002-2005 г. были проведены наземные испытания аппаратуры. 15 июня 2006 г. прибор был выведен на борту спутника «Ресурс ДК1» №1 на околополярную эллиптическую орбиту с высотой от 350 до 600 км и наклонением 70е. 11 июля 2006 г. начались непрерывные измерения. Эксперимент продолжается до настоящего времени (конец 2013 г.). Информация с детекторов считывается, обрабатывается бортовым процессором и записывается в память объемом 2 ГБ для передачи на Землю. Ежедневно регистрируется около 2-3 миллионов событий. В настоящей работе использовались данные с июля 2006 по январь 2010 г. общим объемом около 20 ТБ. Для приема, экспресс-анализа данных и управления экспериментом был создан наземный комплекс на территории Научного центра оперативного мониторинга Земли (г. Москва). Обработка данных происходит в МИФИ в специальном вычислительном центре.

В главе 4 описана методика идентификации электронов и позитронов в эксперименте ПАМЕЛА, основанная на анализе данных ВПС, магнитного спектрометра, позиционно-чувствительного калориметра и нейтронного детектора. Для выделения позитронов на фоне протонов были использованы

различия в характеристиках адронных и электромагнитных ливнеи в калориметре, такие как начальная точка развития ливня, продольный и поперечный профили ливня, максимальная энергия, выделившаяся в стрипе, показания нейтронного детектора, а также сравнение жесткости частиц, измеренной магнитным спектрометром с суммарным энерговыделением в калориметре. В области низких энергий Е < 1 ГэВ информация о времени пролета частиц и удельных ионизационных потерях в детекторах ВПС и трекера магнитного спектрометра дает дополнительный вклад в режекцию протонов.

Эффективность отбора частиц в зависимости от энергии с учетом использованных критериев была оценена при моделировании Монте-Карло прохождения частиц через прибор с использованием пакета GEANT 3. В главе приведены результаты расчета характеристик спектрометра (пример показан на рисунке 3) и описана методика восстановления энергетических спектров, основанная на решении уравнения Фредгольма 1-го рода и учитывающая эффективность прибора и его энергетическое разрешение.

Рисунок 3. Расчет Монте-Карло с использованием пакета GEANT. Слева: светосила в зависимости от энергии регистрируемых электронов (позитронов); справа: распределения по восстановленной жесткости для электронов с энергий 59 и 93 ГэВ после отбора по калориметру. Кривые показывают результат фитирования распределений функцией Гаусса.

В конце главы приведены результаты измерений альбедных электронов и позитронов от взаимодействия космического излучения с остаточной

атмосферой в околоземном космическом пространстве. Результаты измерений магнитным спектрометром ПАМЕЛА дифференциальных энергетических спектров вторичных частиц находятся в хорошем согласии с измерениями в экспериментах «Мария-2» и АМБ, а также не противоречат расчетам в рамках теоретических моделей, описывающих взаимодействие высокоэнергичного космического излучения с остаточной атмосферой Земли [4]. Таким образом, этим дополнительно подтверждается правильность методики выделения электронов и позитронов и определения характеристик прибора и методов

восстановления энергетических спектров в эксперименте ПАМЕЛА.

В главе 5 приведены результаты измерений энергетических спектров электронов и позитронов галактического происхождения в эксперименте ПАМЕЛА. Для анализа были обработаны имеющиеся данные с июля 2006 по январь 2010 г, за исключением периода с 13 по 17 декабря 2006 г., когда наблюдалось солнечное протонное событие. Всего обработано около 3x10® событий, выделено ~10б электронов и 9х104 позитронов с энергией выше 100 МэВ.

Для отобранных позитронов и электронов были проведены оценки фона по экспериментальным данным с использованием независимых измерений по калориметру и нейтронному детектору, которые подтверждают, что методика отбора частиц обеспечивает коэффициент режекции протонов на уровне 105 в энергетическом интервале от 1 до 100 ГэВ. Для примера на рис. 4 показаны распределения по величине 1/0,,л

0,0005 0,0010 0,0015

1/СИгк, (о.р.ч.)'1

Рисунок 4. Распределения числа событий с отрицательной Я < О(сверху) и положительной жесткостью Д > 0(снизу) по величине !/(),„ для \И\=10-14 ГВ

(й»* - энерговыделение в стрипах калориметра вдоль оси ливня) для событий с отрицательной жесткостью (в основном это электроны) и событий с положительной жесткостью - кандидатов в позитроны. Отобранные события с положительной жесткостью помимо позитронов содержат также остаточный протонный фон, который виден на нижнем рисунке справа от пика. Разные способы оценки этого фона, с использованием бета - распределения и непараметрического подхода дают согласующиеся результаты и позволяют его удалить [А34].

ш

¿2 а.

о о

«м

J.

if ю2

т щ Ш X ш

10

Ä.5 1 2 3 4 10 20 100 200 ЮП02000

Е, ГэВ

Рисунок 5 Дифференциальный спектр электронов первичных космических лучей в сравнении с другими данными (данные экспериментов HESS, ATIC, BETS, Fermi - LAT приведены для суммы электронов и позитронов ). Кривые -расчет по программе GALPROP (см. текст на стр. 22) [A45].

Полученный энергетический спектр электронов в эксперименте ПАМЕЛА в сравнении с данными других экспериментов показан на рисунке 5. Данные экспериментов HESS, ATIC, BETS, Fermi- LAT приведены на рисунке для суммы электронов и позитронов. При энергиях ниже ~5 ГэВ полученный

T-TTTf-

• PAMELA

« НБАТ94+95

□ AMS

V CAPRICE94

в MASS91

д ATIC

ж Kobayashi

Й" BETS

О Fermi

ф HESS

спектр лежит выше других экспериментов, так как измерения пришлись на период аномально низкой солнечной активности и, как следствие, незначительной модуляции космических лучей. Спектр позитронов показан на рис. 6. Отметим, что выше -30 ГэВ спектры электронов и позитронов измерены в эксперименте ПАМЕЛА раздельно впервые - для электронов до энергий -600 ГэВ, а позитронов до -100 ГэВ.

Результаты анализа измерений демонстрируют ряд важных особенностей в спектрах электронов и позитронов. Спектры

электронов и позитронов могут быть описаны степенными функциями при Е > 20ГэВ, при этом спектр позитронов более жесткий (показатель -2.85±0.07) , чем электронов (показатель

-3.20Ю.02).

Общепринятые модели, основанные на вторичном происхождении позитронов в космических лучах, предсказывают для них заметно более мягкий спектр с показателем от -3.3 до -3.5 [1]. При этом отношение интенсивности позитронов к суммарной интенсивности электронов и позитронов должно убывать (рисунок 7, сплошная линия), так как спектры первичных электронов и протонов в источниках близки друг другу а вторичные позитроны

образуются с более мягким спектром 76 , близким к спектру протонов в межзвездной среде [1,6]. Расчеты по модели САЬРКОР (http://galprop.stanford.edu) при высокой энергии Е>10ГэВ дают, что

& 1оо

о

Fanselow,1969 Buffington ,1975 Daugherty, 1974 Hartaran, 1976

й Y1 1

panela

Ж*

Iу**

tt

fft

Fefrri-LAT, 2012 Goiden,1987 Gqlden, 1994 B¿w¡ck, 1998 Bcezio, 2000 Grimani, 2002 AMS01.2006

1 10 100 Энергия, ГэВ

Рис. 6. Дифференциальный энергетический спектр позитронов космических лучей в сравнении с другими данными экспериментов ÍA581.

отношение интенсивности позитронов к суммарной интенсивности можно

представить в виде [6]:

= 0.06£-°-25

'е+ + 'е-

Из рисунка 7 очевидно, что в экспериментальных данных наблюдается избыток позитронов по сравнению с предсказаниями диффузионной теории при энергиях выше 5-10 ГэВ. По результатам измерений рост доли позитронов в

суммарном позитронном продолжается -200 ГэВ.

Этот

электрон-потоке вплоть до

избыток

позитронов был подтвержден в недавних измерениях Реггш-ЬАТ [11] и АМЭ02 [12]. В эксперименте Реггт-ЬАТ было получено, что спектральные индексы позитронов и электронов в интервале 20200 ГэВ равны соответственно -2.77±0.14 и -3.19+0.07 в согласии с результатами спектрометра ПАМЕЛА. Отличие измерений от расчетов на рисунке 7 при низких энергиях объясняется тем, что модель ОАЬР1ЮР не учитывает зависимость солнечной модуляции от знака заряда. Такая зависимость была подтверждена ранее в эксперименте АЕБОР, в котором проводились измерения электронов и позитронов с энергией около 1.2 ГэВ в разные периоды солнечного цикла [А43].

18

е.гэв

Рисунок 7. Отношение интенсивности позитронов космических лучей к интенсивности суммы электронов и позитронов. Сплошная кривая показывает расчет по стандартной модели (в рамках диффузионной теории) с помощью программы ОЛЬРИОР для варианта модели с доускорением /13/ и потенциалом солнечной модуляции ф=600 МВ. Пунктирная кривая соответствует расчету с дополнительным источником

Важно отметить, что в эксперименте ПАМЕЛА одновременно с электронами и позитронами измеряются и другие составляющие космических лучей: протоны, ядра гелия, антипротоны и др. Никаких ярко выраженных особенностей в дифференциальном энергетическом спектре антипротонов и в отношении интенсивностей антипротонов и протонов обнаружено не было. Обе зависимости могут быть описаны стандартной диффузионной моделью распространения космических лучей в предположении о вторичной природе антипротонов в Галактике [А35,А50].

Интерпретациям аномального эффекта ПАМЕЛЫ посвящена глава 6. В литературе были предложены три различных сценария для объяснения роста доли позитронов:

1) модификация «стандартной» модели, включающая локальные неоднородности источника и механизмы инжекции первичных позитронов в область ускорения при радиоактивном распаде или от взаимодействий ускоренных протонов и ядер в самой оболочке сверхновой ;

2) учет астрофизических источников космических лучей, таких как пульсары;

3) процесс рождения позитронов при аннигиляции или распаде гипотетических частиц темной материи.

Действительно, вторичное образование позитронов может происходить непосредственно в областях, где возможно ускорение только что образованных частиц. Если за счет этого дополнительного ускорения спектр позитронов будет более жестким, чем у позитронов, рожденных в межзвездной среде, то это могло бы объяснить наблюдаемый избыток позитронов с ростом энергии. Например, в монографии [1] описывается механизм генерации позитронов в огромных молекулярных облаках протонами и ядрами космических лучей. При рассмотрении моделей, основанных на ускорении вторичных позитронов, надо учитывать, что одновременно с электронами и позитронами будут образовываться и ускоряться также антипротоны и другие вторичные ядра, в частности ядра бора. Так как в экспериментах не обнаружено значительного

избытка антипротонов и вторичных ядер при высоких энергиях, то, вероятно, вклад этого механизма невелик.

В работе [5] рассматривается радиоактивная природа электронов, ускоренных в остатках сверхновых. Еще в 90-х годах было сделано предположение, что механизмом инжекции в область ускорения может быть радиоактивный распад изотопов, которые образуются в больших количествах в процессах нуклеосинтеза во время взрыва сверхновых. В частности, расчеты в работе [5] показывают, что в сверхновой Cas А образовалось около 2 х1О"4М0 радиоактивного изотопа распад которого обеспечивает появление

субтермальных позитронов, которые могут быть ускорены в прямой и обратной ударных волнах и часть из них может выйти в межзвездное пространство. Несомненно, данный механизм должен вносить определенный вклад в поток позитронов высоких энергий в галактических космических лучах, но детальный количественный анализ вклада этого источника в настоящее время еще не проведен.

Идея о том, что пульсары могут быть связаны с образованием космических лучей, появилась достаточно давно. Наблюдающееся гамма-излучение с энергией выше 100 МэВ от пульсаров является прямым свидетельством ускорения частиц в этих объектах. Рассматривая энергию, выделяющуюся при замедлении вращения пульсара, можно оценить его суммарное энерговыделение как Е=1049эрг, которое выделяется, главным образом, в виде замагниченного звездного ветра [6,7]. Учитывая скорость рождения пульсаров, их максимальная мощность в космических лучах может достигать L=6.3xl039 эрг с"1, что на порядки выше мощности, необходимой для объяснения интенсивности электронов [7].

В главе 6 приведены результаты расчета потока позитронов от пульсара Geminga, которые удовлетворительно описывают измеренный спектр позитронов при спектре инжекции ос Е~16е ЕЛтзв и коэффициенте диффузии D=5xlOM(£/4 ГэВ)0ЛЗ

см2с". Более детальные расчеты были проведены многими авторами, см., например, обзор [6]. Несмотря на привлекательность

го

такой модели и ее кажущуюся простоту, необходимо отметить, что на самом деле вопрос о механизмах ускорения частиц и возможности выхода ускоренных частиц из окрестности пульсара в межзвездное пространство в настоящее время не решен [6]. Не обнаружена пока и анизотропия потоков электронов и позитронов высоких энергий, которая для ближайших пульсаров может достигать -10% [8,12, А57].

Наиболее интригующим объяснением избытка позитронов являются интерпретации, связанные с темной материей. Проблема темной материи и ее детектирования имеет фундаментальное значение для космологии, астрофизики и физики элементарных частиц. В последние годы с высокой точностью определены основные космологические параметры. Данные экспериментов соответствуют модели плоской Вселенной с плотностью, равной критической, 70% которой составляет темная энергия и 30% нерелятивистская материя. Причем на долго барионного вещества приходится только 4% материи [9]. В качестве кандидатов на роль темной материи наиболее предпочтительными являются слабовзаимодействующие массивные частицы -вимпы ( от англ. WIMP -weakly interacting massive particles). Теоретически вимпы появляются в расширениях стандартной модели элементарных частиц. Современная плотность вимпов Qx оценивается как

ЗХ 10-27СМ3С-1

Z2Ji =--—--, где {crav) среднее значение сечения аннигиляции,

умноженного на тепловую скорость, й=Н/100 [км с'1 Мпк"1], Н-постоянная Хаббла, что согласуется с необходимой плотностью темной материи при {<7av>~10"Z6 см3с_| [10].

Хотя объяснение экспериментальных данных аннигиляцией и распадом частиц темной материи является наиболее интригующим, оно сталкивается с рядом трудностей:

1) Спектр позитронов от аннигиляции частиц определенной массы должен иметь обрезание. Выше этой энергии поток позитронов должен соответствовать ожидаемому вторичному потоку. Эта граница в настоящее время не достигнута в экспериментах.

2) Избыток позитронов очень велик и для его объяснения требуются большие сечения аннигиляции. Для объяснения данных эксперимента ПАМЕЛА необходима скорость аннигиляции (¡та1>)~10-23 см3с"'.

3) Наибольшим вызовом для теории, поставленным результатами эксперимента ПАМЕЛА, является несоответствие между лептонными (доля позитронов) и адронными (доля антипротонов) данными.

Решению этих проблем было посвящено большое число работ. Заметный фактор увеличения выхода позитронов может быть обеспечен за счет наличия неоднородностей в распределении темной материи (так называемых "клампов" - от англ. с1ашр), так как скорость аннигиляции пропорциональна квадрату плотности темной материи. В других моделях рост сечения аннигиляции вимпов достигается за счет разного рода резонансных эффектов в самих механизмах аннигиляции. В частности, если существует легкий бозон (р, взаимодействующий только с темной материей, то аннигиляция частиц темной материи может идти по каналу ><рф с последующим распадом <р—>е+е-. Рождение антипротонов при этом будет подавлено. Значительный рост сечения аннигиляции может быть достигнут за счет эффекта Сахарова-Зоммерфельда.

Многие из источников первичных позитронов, упомянутых выше (пульсары, аннигиляция гипотетических частиц темной материи), дают одинаковый вклад в позитроны и электроны. Для проверки того, как такой дополнительный источник мог бы повлиять на спектр электронов, было проведено моделирование потоков электронов с помощью программы ОАЬРЯОР со спектрами инжекции от двух источников: «стандартного» и гипотетического дополнительного источника, без уточнения его природы. Моделирование для «стандартного» источника было проведено для диффузионной модели с доускорением с параметрами, взятыми из работы [13], для условий минимума солнечной активности (потенциал солнечной модуляции Ф=600 МВ). Для этой модели данным эксперимента по электронам наилучшим образом соответствует степенной спектр инжекции с показателем -2.66 (рисунок 5, сплошная кривая), однако, как видно из рисунка 7, отношение

потока позитронов к суммарном}' потоку не может быть воспроизведено в рамках этой модели. Во втором случае было найдено (рисунки 5 и 7, пунктирная кривая), что экспериментальным данным лучше всего соответствуют «стандартный» источник с показателем -2.69 для электронов и дополнительный источник позитронов и электронов с показателем —2.1, который, в частности, может быть связан с аннигиляцией или распадом частиц темной материи с массой, превышающей несколько сотен ГэВ. При этом достигается согласие с экспериментальными данными по отношению потока позитронов к суммарному потоку, и улучшается согласие по энергетическому спектру электронов по сравнению со стандартной моделью [А45]. Хотя объяснения аномального эффекта ПАМЕЛЫ, связанные с темной материей, не получили окончательного подтверждения, идентификация частиц темной материи является задачей такой огромной важности, что все возможности должны быть рассмотрены и изучены. Необходимы и новые экспериментальные данные. Дополнительную информацию здесь могут дать прежде всего прецизионные измерения энергетических спектров гамма-излучения высокой энергии, телескопами, позволяющим локализовать положение источников с хорошим угловым разрешением. Характеристики проектируемого телескопа GAMMA-400 [14] позволят провести подобные измерения.

В заключении приводятся основные результаты работы, полученные в рамках программы РИМ (российско-итальянская миссия) по изучению первичного космического излучения:

1. Разработаны методы изучения электронов и позитронов в космических лучах с помощью магнитного спектрометра РИМ-ПАМЕЛА на борту космического аппарата «Ресурс ДК1» на околоземной орбите. Идентификация электронов и позитронов с энергиями от -100 МэВ до нескольких сотен ГэВ с использованием магнитного спектрометра, электромагнитного стрипового калориметра, нейтронного детектора, антисовпадательной системы и времяпролетной системы прибора ПАМЕЛА

обеспечивает режекцию протонного фона на уровне ~105 и надежное выделение позитронов и электронов с энергиями до -300 и -600 ГэВ соответственно. Применение разработанных методов дает возможность изучать позитроны и электроны космических лучей в широком интервале энергий от нескольких десятков МэВ до нескольких сотен ГэВ с помощью одного прибора при практически полном отсутствии атмосферного фона [А13-А16, А18, А28].

2. Проведена обработка и анализ данных, полученных в 1998-2001 гг. в космофизических экспериментах со спектрометрами НИНА и НИНА-2 на космических аппаратах «Ресурс 01» №4 (Россия) и «МИТА» (Италия). Эксперименты проводились для испытания кремниевых стриповых детекторов, предназначенных для использования в магнитном спектрометре ПАМЕЛА, и подтвердили их работоспособность в условиях продолжительного космического полета на околоземной полярной орбите. [А1-А12].

3. Разработан и создан наземный комплекс для экспресс-анализа принимаемых на Земле данных эксперимента ПАМЕЛА и для контроля функционирования спектрометра на борту спутника «Ресурс ДК1» [А13-А23].

4. Определены основные физические характеристики прибора ПАМЕЛА при регистрации позитронов и электронов с использованием экспериментальных данных, полученных на ускорителе и при измерениях на орбите, и результатов расчетов методом Монте-Карло. Геометрический фактор прибора спектрометра равен 21.6см2ср при энергиях от -10 ГэВ и выше, энергетическое разрешение не хуже 10% в диапазоне от -1.5 ГэВ до нескольких сотен ГэВ, максимальная детектируемая жесткость -1 ТВ. Эффективность отбора позитронов и электронов находится на уровне 70-80% в энергетическом интервале от 0.25 до примерно 200 ГэВ. Характеристики прибора позволили за три года работы на околоземной квазиполярной орбите получить уникальные по статистической обеспеченности данные для

изучения дифференциальных энергетических спектров позитронов и электронов [А14-А27, А19, А24-А32].

5. Разработан метод восстановления дифференциальных энергетических спектров электронов и позитронов с учетом зависимости эффективности и энергетического разрешения прибора от энергии [А25, А45, А48, А49, А58].

6. 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 -ЗхЮ9, из них было выделено -106электронов и -105 позитронов первичных космических лучей с энергиями более 100 МэВ [А27-А59].

7. На основе анализа выделенных событий определены раздельно дифференциальные энергетические спектры электронов от сотен МэВ до -600 ГэВ и позитронов от сотен МэВ до -100 ГэВ в первичных космических лучах. При аппроксимации степенной функцией спектр электронов имеет показатель -3.2±0.05 при энергиях от 30 до 200 ГэВ. Спектральный индекс позитронов равен —2.8Ю.07 при энергиях от 20 до 60 ГэВ [А45, А48, А58-А59].

8. Определено отношение интенсивности позитронов к суммарной интенсивности электронов и позитронов для энергий от -100 МэВ до -200 ГэВ. Обнаружено, что 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 (в диапазоне 100-200 ГэВ отношение достигает величины 0.16+0.04) [А29, A33-A34, А59].

9. Проведено сравнение результатов эксперимента ПАМЕЛА по измерению потоков электронов и позитронов первичных космических лучей с теоретическими моделями. Обнаруженный рост отношения позитронов с ростом энергии противоречит предсказаниям «стандартных» моделей генерации и распространения космических лучей, основанным на чисто вторичном образовании позитронов во взаимодействиях протонов и ядер космических лучей с межзвездной средой. Для объяснения энергетического спектра позитронов и отношения их интенсивности к интенсивности суммы электронов и позитронов требуется дополнительный источник позитронов космических лучей. Одним из таких источников может быть распад или аннигиляция гипотетических частиц темной материи [АЗЗ, А40, А43, А58-А59].

10. При помощи пакета GALPROP проведены расчеты потоков позитронов и электронов на околоземной орбите для «стандартных» диффузионных моделей и для моделей с дополнительным источником. Получено, что в рамках диффузионной модели с доускореггаем и дополнительным источником со степенным спектром с показателем =-2 достигается наилучшее согласие с экспериментальными данными как по отношению потока позитронов к суммарному потоку, так и по энергетическому спектру электронов [А45, А58].

Основное содержание диссертации было опубликовано в следующих работах: Al А. V. Bakaldin, G. Barbiellini, S. Bartalucci,... V. V. Mikhailov, et al. The experiment NINA: Low energy nuclear flux investigation in the near-Earth space // Astroparticle Phys. 1997. V. 8. P. 109-121.

A2 V. Bidoli, M. Casolino, M.P. De Pascale,... V.V. Mikhailov, et al. The space telescope NINA: results of a beam test calibration // Nucl. Instr. and Methods in Phys. Res. A. 1999. V. 424. P. 414.

A3 R.Sparvoli, V. Bidoli, A. Canestro, ... V.V. Mikhailov, et al. Launch in orbit the telescope NINA for cosmic ray observation И Nuclear Physics B. Proceedings Supplements. 2000. V. 85. P.28-33.

A4 V.Bidoli, A. Canestro, M. Casolino, ... V.V. Mikhailov, et al. In-orbit performance of the space telescope NINA and galactic cosmic-ray flux measurements// Astrophysical Journal. Supplement Series. 2001. V. 132. P. 365-375. A5 A. V. Bakaldin, A. M. Galper, S. V. Koldashov, ... V. V. Mikhailov, et al. Light isotope abundances in solar energetic particles measured by the space instrument NINA // The Astrophysical Journal. 2002. V. 577. P. 513-523. A6 A.B. Бакалдин, C.A. Воронов, A.M. Гальпер, ... В.В. Михайлов и др. Исследование потоков изотопов легких ядер в окрестности Земли // Инженерная физика. 2001. Т. 12. С. 45.

А7 А.V. Bakaldin, A.M. Galper, S.V. Koldashov, ... V.V. Mikhailov, et al. Geomagnetically trapped light isotopes observed with the detector NINA // Journal of Geophysical Research. 2002. V. 107. №A8. P. 8-1 - 8-8.

A8 V. Bidoli, M. Casolino, M.P. De Pascale, ... V.V. Mikhailov, et al. Energy spectrum of secondary protons above the atmosphere measured by the instruments NINA and NINA-2 // Ann. Geophys. 2002. V. 20 P. 1693-1697. A9 G. Furano, V. Bidoli, M. Casolino, ... V.V. Mikhailov, et al. The small satellite NINA-MITA to study galactic and solar cosmic rays in low-altitude polar orbit// Adv. Space Res. 2003. V. 31. №2. P. 351-356.

A10 V. Bidoli, M. Casolino, M.P. De Pascale, ... V.V. Mikhailov, et al. Isotope composition of secondary hydrogen and helium above the atmosphere measured by the instruments NINA and NINA-2 // Journal of Geophysical Research. 2003. V. 108. №A5. P. 20-1 -20-5.

All A. A. Leonov, M. Cyamukungu, J. Cabrera, V.V. Mikhailov, et al. Pitch angle distribution of trapped energetic protons and helium isotope nuclei measured along the Resurs-01 №4 LEO satellite // Ann. Geophys. 2005. V. 23 P. 1-5. A12 A.A. Leonov, M. Cyamukungu, J. Cabrera, V.V. Mikhailov, et al. The measurements of light high-energy ions in NINA-2 experiment // Ann. Geophys. 2007. V. 25. P. 1-8.

А13 V. Bonvicini, G. Barbiellini, M. Boezio, ... V.V. Mikhailov, et al. The PAMELA experiment in Space // Nucl. Instr. and Methods in Phys. Res. A. 2001. V.461. P. 262-268.

A14 O. Adriani, M. Ambriola, G.Barbarino,... V. V. Mikhailov, et al. The PAMELa experiment and its capability in cosmic rays measurements// Nucl. Instr. and Methods in Phys. Res. A. 2002. V. 478: P. 114-118.

A15 M. Bongi, O. Adriani, A. Ambriola, A.V. Bakaldin, ... V.V. Mikhailov, et al. PAMELA: A satellite experiment for antiparticles measurement in cosmic rays // IEEE Transactions on Nuclear Science. 2004. V. 51. P. 854-859. A16 M. Boezio, V. Bonvicini, E. Mocchiutti, ... V.V. Mikhailov, et al. The Space experiment PAMELA// Nuclear Physics B. Proceedings Supplements. 2004. V. 134. P. 39-46.

A17 R. Sparvoli, A. Blasi, R. Bercardino, ... V.V. Mikhailov, et al. //Space qualification tests of the PAMELA instrument // Advances in Space Research. 2006. V. 37. P. 1841-1847.

A18 P. Picozza, A.M. Galper,... V.V. Mikhailov, et al. PAMELA - A Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics // Astroparticle Physics. 2007. V. 27. P. 296.

A19 M. Casolino, P. Picozza, F. Altamura, ... V.V. Mikhailov, et al. Launch of the space experiment PAMELA// Advances in Space Research. 2008. V. 42. №3. P. 455. A20 P:Papini, O. Adriani, G. Barbarino, ... V.V. Mikhailov, et al. In flight performances of the PAMELA satellite experiment // Nucl. Instr. and Methods in Phys. Res. A. 2008. V. 588. P.259-266.

A21 V. V. Mikhailov for The PAMELA Collaboration PAMELA experiment: Flight data receiving and quicklook // Proc. 30th ICRC. Merida. Mexico. V. 2 (OG part 1) 2003. P.361-364.

A22 B.B. Михайлов, JI.A. Пахомов, A.A. Феоктистов, B.M. Иванов Наземный комплекс для приема и обработки данных эксперимента «ПАМЕЛА» // Научная сессия МИФИ 2005 г., Сборник научных трудов. Т. 7. С. 68. М. 2005.

А23 V.V. Mikhailov, G. Percossi. Unfolding method for "Pamela" experiment // Научная сессия МИФИ. Сборник научных трудов. 2005. Т. 7. - С. 70. А24 М. Casolino, F. Altamura, A. Basili, ... V.V. Mikhailov, et al. Cosmic Ray observations of the heliosphere with the PAMELA experiment //Advances in Space Research. 2006. V. 37. № 10. P. 1848-1852.

A25 O. Adriani, L. Bonechi, M. Bongi, ... V.V. Mikhailov, et al.The PAMELA experiment ready for flight// Nucl. Instr. and Methods in Phys. Res. A. 2007. V. 572. №1. P. 471-473.

A26 A. Basili, M. Casolino, M.P. De Pascale, ... V.V. Mikhailov, et al. An flight performance of the PAMELa satellite experiment.// Nucl. Instr. and Methods in Phys. Res. A. 2008. V. 588. № 1-2. P. 259-266.

All V. Bonvicini, M. Boezio, L. Bonechi, ... V.V. Mikhailov, et al. Performance of the PAMELA Si-W imaging calorimeter in space //Journal of Physics: Conference Series. 2009. V. 160. №1. P.012039.

A28 A. M. Galper, P. Picozza, O. Adriani, ... V.V. Mikhailov, et al. International Russian-Italian mission «RIM-PAMELA» // Particle physics on the eve of LHC. 2009.P. 199-206.

A29 О. Адриани, Г.А Базилевская, Дж. Барбарино, ... В.В. Михайлов и др. Позитроны и электроны в первичных космических лучах по данным эксперимента ПАМЕЛА // Известия РАН. Серия Физическая. 2009. Т.73 №3. С.606.

А30 В.В. Михайлов от коллаборации «ПАМЕЛА». Зарядовое отношение в электрон-позитронных потоках с энергией 1-5 ГэВ в околоземном пространстве// Научная сессия МИФИ 2008 г. Сборник научных трудов. М. 2008. Т. 9. С. 137.

А31 R. Sparvoli, M.P. De Pascale, С. De Santis,... V.V. Mikhailov, et al. Cosmic ray studies with the PAMELA space experiment // Nuovo Cimento. 2009. V. 32. № 5-6. P. 1-10.

А32 О. Adriani, L. Bonechi, M. Bongi, ... V.V. Mikhailov, ct al. The PAMELA space mission // Nuclear Physics B. Proceedings Supplements. 2009. V. 188. № 1. P. 296-298.

A33 O. Adriani, G. Barbarino, G.A. Bazilevskaya, ... V.V. Mikhailov, et al. An anomalous positron abundance in cosmic rays with energies 1.5-100 GeV // Nature. 2009. V. 458. P. 607.

A34 O. Adriani, G. Barbarino, G.A. Bazilevskaya, ... V.V. Mikhailov, et al. A statistical procedure for the identification of positrons in the PAMELA experiment // Astroparticle Phys. 2010.V. 34. P. 1.

A35 O. Adriani, G. Barbarino, G.A. Bazilevskaya, ... V.V. Mikhailov, et al. New Measurement of the antiproton-to-proton flux ratio up to 100 GeV in the Cosmic Radiation//Phys. Rev. Lett. 2009. V. 102. P. 051101.

A36 О.Адриани, Г.А. Базилевская, Д. Барбарино, ... В.В.Михайлов и др. Потоки вторичных электронов и позитронов в околоземном космическом пространстве по данным спектрометров АРИНА и ПАМЕЛА // Известия РАН. Серия Физическая. 2009. Т. 73. № 3. С. 382-384.

А37 V.V. Mikhailov. Low energy electron and positron spectra in the earth orbit measured by "Maria-2" instrument // International Journal of modern physics A. 2002. V.17. №12-13. P. 1695-1704.

A38 O. Adriani, G. Barbarino, G.A. Bazilevskaya, ...V.V. Mikhailov, et al. Measurements of quasi-trapped electron and positron fluxes with PAMELA // Journal of Geophysical Research. 2009. V. 114. P. A12218.

A39 O. Adriani, G. Barbarino, G.A. Bazilevskaya, ... V.V. Mikhailov, et al. Secondary electron and positron fluxes in the Earth magnetosphere near the geomagnetic equator // Proceedings of the 21st European Cosmic Ray Symposium. Kosice. Slovakia. 2009. P. 180. ISBN 978-80-968060-5-8.

.A40 A.M. Гальпер, О. Адриани, Г.А. Базилевская, ... В.В. Михайлов и др. Аномальный эффект эксперимента «ПАМЕЛА» - важный шаг к пониманию природы темной материи // Научная сессия МИФИ. Сборник научных трудов. М. 2009. Т.1. С. 94-99.

А41 В. В. Михайлов, О. Адриани, Г. А. Базилевская и др. Измерения потоков протонов и ядер гелия первичных космических лучей от 100 МэВ до 100 ГэВ в эксперименте ПАМЕЛА // Научная сессия МИФИ. Сборник научных, трудов. М. 2009. Т.4. С. 61.

А42 С.В. Борисов, М. Боецио, С.А Воронов, ... В.В Михайлов и др.

Измерение спектра электронов и позитронов высоких энергий в эксперименте

ПАМЕЛА // Краткие сообщения по физике Физического института им. П.Н.

Лебедева Российской Академии Наук. 2010. № 6. С. 35-45.

А43 А.М. Galper, О. Adriani, G. Barbarino, G.A. Bazilevskaya, ... V.V.

Mikhailov, et al. Three years of the PAMELA mission //Proceedings of the ICRC31.

Invited, Rapporteur and Highlight Papers. 2010. P. 199-206.

A44 O. Adriani, G. Barbarino, G.A. Bazilevskaya, ... V.V. Mikhailov, et al.

PAMELA results on the cosmic-ray antiproton flux from 60 MeV to 180 GeV in

Kinetic Energy II Phys. Rev. Lett. 2010. V. 105. P. 121101.

A45 O. Adriani, G. Barbarino, G.A. Bazilevskaya, ... V.V. Mikhailov, et al. Cosmic-ray electron flux measured by PAMELA experiment between 1 and 625 GeV II Phys. Rev. Lett. 2011. V.106. P.201101.

A46 O. Adriani, G. Barbarino, G.A. Bazilevskaya, ... V.V. Mikhailov, et al. PAMELA measurements of cosmic-ray proton and helium spectra // Science. 2011. V. 332. P. 69.

A47 O. Adriani, G. Barbarino, G.A. Bazilevskaya, ... V.V. Mikhailov, et al. Observations of the December 13 and 14. 2006, Solar Particle Events in the 80 MeV/n - 3 GeV/n range from space with PAMELA detector // Astrophysical J. 2011. V.742. P. 102.

A48 B.B. Михайлов, О. Адриани, Г. А. Базилевская и др. Измерение потоков электронов и позитронов первичных космических лучей в эксперименте ПАМЕЛА // Известия РАН. Серия Физическая. 2011. Т. 75. № 3. С. 347-349. А49 В.В. Михайлов, О. Адриани, Г. А Базилевская и др. Спектры позитронов и электронов первичных космических лучей в эксперименте ПАМЕЛА // Ядерная физика и инжиринг. 2013. Т. 4. № 9-10. С. 903-909.

А50 О. Адриани, Г.А. Базилевская, Д. Барбарино, ... В.В. Михайлов и др. Измерение потока антипротонов первичного космического излучения в диапазоне энергий от 60 МэВ до 350 ГэВ в эксперименте ПАМЕЛА // Письма в ЖЭТФ. 2012. Т. 96. №10. С. 693-699.

А51 А.Г. Майоров, О. Адриани, Г.А. Базилевская, ... В.В. Михайлов и др. Солнечная модуляция спектров протонов и ядер гелия в эксперименте ПАМЕЛА // Известия РАН. Серия Физическая. 2011. Т. 75. № 6. С. 846-848. А52 А.Г. Майоров, А.М. Галыгер, О. Адриани, ... В.В. Михайлов и др. Верхний предел на поток антигелия в первичных космических лучах // Письма в ЖЭТФ. 2011. Т. 93. №11. С. 704-708.

А53 Е. Mocchiutti, М. Boezio, V. Bonvicini, ... V.V. Mikhailov, et al. PAMELA and electrons // Nucl. Instr. and Methods in Phys. Res. A. 2011. V.630. № 1. P. 2833.

A54 W. Menn, M. Simon, O. Adriani, ... V.V. Mikhailov, et al. The PAMELA space experiment // Advances in Space Research. 2011. V.51. № 2. P. 209-218. A55 V.V. Mikhailov, L.A. Grishantseva, O.Adriani, et al. Sub-cutoff electrons and positrons spectra measured with PAMELA // Proceeding of 32nd ICRC. China. Beijing. OG1.1. 2011. V.6. P. 25-28.

A56 V. V. Mikhailov, O. Adriani, G. Barbarino, et al. Cosmic ray electron and positron spectra measured with PAMELA // Journal of Physics: Conference Series. 2013. V. 409. №1. P. 012035.

A57 D. Campana,U. Giaccari, O. Adriani, ... V.V. Mikhailov, et al. Search for cosmic ray electron-positron anisotropics with the Pamela data II Journal of Physics: Conference Series. 2013. V. 409. №1. P.012055.

A58 В.В. Михайлов, О. Адриани, Г.А. Базилевская и др. Спектр позитронов и электронов первичных космических лучей в эксперименте ПАМЕЛА // Известия РАН. Серия Физическая. 2013. Т. 75. № 11. С. 1553-1555. А59 О. Adriani, G. Barbarino, G. A. Bazilevskaya, ... V.V. Mikhailov, et al. Cosmic-ray positron energy spectrum measured by PAMELA // Phys. Rev. Lett. 2013. V.lll. P.08I102.

Список литературы

1. B.C. Березинский, С.В. Буланов, B.JI. Гинзбург, В.А. Догель, B.C. Птускин. Под ред. BJI. Гинзбурга. Астрофизика космических лучей. М.:-Наука. 1990.528с.

2. В. JI. Гинзбург. Астрофизика космических лучей (история и общий обзор) //Успехи физических наук. 2001. Т. 177. №10. С.1107-1121.

3. H.JI. Григоров. Электроны высокой энергии в окрестностях Земли. М.:-Наука. 1985.

4. J1.A. Гришанцева. Энергетические спектры высокоэнергичных электронов и позитронов вторичного происхождения в околоземном космическом пространстве. Диссертация на соискание ученой степени к.ф.-м.н. по специальности 01.04.16. М.:- МИФИ. 2010.

5. V.N. Zirakashvili, F. A. Aharonian. Radioactivity and electron acceleration in supernova remnant // Physical Review D. 2011. V. 84. №8. P. 083010.

6. Y. Fan, B. Zhang, J. Chang, e* excesses in the Cosmic ray spectrum and possible interpretations// International Journal of Modern Physics D. 2010. V. 19. №13. P. 2011-2058.

7. C. Grimani. Constrain on cosmic-ray positron excess and average pulsar parameters // Astronomy and Astrophysics. 2007. V. 474. P. 339-343.

8. M. Ackermann, M. Ajello, W. Atwood, et al. Searches for cosmic-ray electron anisotropics with the Fermi Large Area Telescope // Physical Review D. 2010. V. 82. №9 P. 092003.

9. В. Рябов, В. Царев, А. Цховребов. Поиск частиц темной материи //УФН 2008. Т. 178. №11. С. 132.

10. P. Ullio. Searches for dark matter particles thought cosmic ray measurements // International Journal of Modem Physics, A. 2002.V. 17. №13. P. 1777-1786.

11. M. Ackermann, M. Ajello, A. Allafort, et al. Measurement of separate cosmic-ray electron and positron spectra with the Fermi Large Area Telescope // Physical Review Letters. 2012. V. 108. P. 011103.

12. M. Aguilar, G. Alberti, B. Alpat, et al. First Result from the Alpha Magnetic Spectrometer on the International Space Station: precision measurement of the positron fraction in primary cosmic rays of 0.5-350 GeV // Physical Review Letters. 2013. V. 110. №.14. P. 141102.

13. V.S. Ptuskin, I.V. Moskalenko, F. Jones, A. Strong, V.N. Zirakashvili. Dissipation of magnetohydrodynamic waves on energetic particles: impact on interstellar turbulence and cosmic-ray transport // Astrophysical Journal. 2006. V. 642. P. 902-916.

14. A. M. Galper, O. Adriani, R. L. Aptekar, et al. Design and Performance of the GAMMA-400 Gamma-Ray telescope for the dark matter searches // AIP Conference Proceedings. 2013. V. 1516. P. 288-292.

Подписано в печать:

07.11.2014

Заказ № 10354 Тираж - 100 экз. Печать трафаретная. Объем: 2 усл.п.л. Типография «11-й ФОРМАТ» ИНН 7726330900 115230, Москва, Варшавское ш., 36 (499) 788-78-56 wwvv.autoreferat.ru