Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Обзор экспериментальных и теоретиче ских исследований потоков электронов и позитронов в околоземном космическом пространстве 9
1.1 Результаты экспериментальных измерений потоков высокоэнергичных электронов и позитронов в околоземном космическом пространстве 9
1.2 Механизмы генерации потоков электронов и позитронов под радиационным поясом Земли 20
1.3 Заключение к главе 1 26
Глава 2. Спектрометры АРИНА и ПАМЕЛА 27
2.1 Спектрометр АРИНА 27
2.1.1 Структура спектрометра и научные задачи 27
2.1.2 Детекторная система 30
2.1.3 Триггерная логика 32
2.1.4 Режимы работы спектрометра 34
2.1.5 Структура информации, принимаемой со спектрометра АРИНА 35
2.2 Спектрометр ПАМЕЛА 36
2.2.1 Структура спектрометра и научные задачи 36
2.2.2 Времяпролетная система 39
2.2.3 Магнитный спектрометр 41
2.2.4 Калориметр 43
2.2.5 Система антисовпадений 44
2.2.6 С4 и нейтронный детектор 45
2.2.7 Триггерная логика 46
2.3 Заключение к главе 2 47
Глава 3. Определение физических характеристик спектрометров АРИНА и Памела 48
3.1 Спектрометр АРИНА 48
3.1.1 Идентификация электронов и позитронов 48
3.1.2 Физические характеристики спектрометра 49
3.1.3 Математическая модель спектрометра АРИНА 53
3.1.4 Определение светосилы и функции отклика спектрометра 58
3.1.5 Характеристики спектрометра с учетом реальных эффективностей детекторов 62
3.2 Спектрометр ПАМЕЛА 65
3.2.1 Идентификация электронов и позитронов 65
3.2.2 Определение характеристик спектрометра ПАМЕЛА 73
3.2.3 Эффективности детекторов спектрометра ПАМЕЛА 76
3.2.4 Вклад протонов и пионов 80
3.3 Заключение к главе 3 84
Глава 4. Результаты экспериментальных исследований потоков высокоэнергичных электронов и позитронов в околоземном космическом пространстве, выполненных на борту КА«Ресурс-ДК1» 85
4.1 Условия проведения эксперимента на орбите ИСЗ (формирование банка данных, расчет ориентации спектрометра) 85
4.2 Результаты экспериментального изучения отношения потоков электронов и позитронов в околоземном космическом пространстве 89
4.3 Энергетические спектры электронов и позитронов в области геомагнитного экватора (под РПЗ) 93
4.4 Широтная зависимость потоков электронов и позитронов 97
4.5 Потоки вторичных электронов и позитронов на различных долготах 104
4.6 Заключение к главе 4 107
Заключение 109
Список литературы 111
Приложение 120
- Механизмы генерации потоков электронов и позитронов под радиационным поясом Земли
- Спектрометр ПАМЕЛА
- Определение характеристик спектрометра ПАМЕЛА
- Результаты экспериментального изучения отношения потоков электронов и позитронов в околоземном космическом пространстве
Введение к работе
1. Актуальность темы. В последнее время увеличилось число запускаемых искусственных спутников Земли, предназначенных как для выполнения научных, так и прикладных задач. В каждом случае, независимо от выполняемой задачи, для разработки режимов работы аппаратуры необходимо знать радиационную обстановку в околоземном космическом пространстве, т.е. потоки заряженных частиц различных энергий в зависимости от широты, долготы и высоты, в том числе потоки электронов и позитронов.
В настоящее время для этой цели обычно используют существующие модели генерации вторичных электронов и позитронов в околоземном космическом пространстве. В основе этих моделей лежит один и тот же механизм, основанный на взаимодействии первичных космических лучей с ядрами атомов остаточной атмосферы Земли. В результате рождаются пионы, которые через цепочку процессов распада лг—^и1—^е1 и л^2у образуют электроны и позитроны высоких энергий. Полученные таким образом вторичные частицы могут быть захвачены геомагнитным полем [1].
Экспериментальные работы, выполненные на космических аппаратах, подтвердили и уточнили основные выводы работы [1] для потоков частиц под радиационным поясом. Анализ результатов, выполненный в работах [2, 3, 5 и ссылки в них], показал, что ядерные взаимодействия первичных космических лучей с остаточной атмосферой являются главным источником электронов и позитронов высоких энергий под радиационным поясом. Было обнаружено более чем двукратное преобладание позитронов над электронами (е7е" в пределах 1-4), а также изменение отношения е7е~ для разных областей околоземного пространства [2, 3, 4 и ссылки в них]. Данный эффект оказалось возможно объяснить дополнительным учетом изменения энергетического спектра первичных космических лучей (эффект геомагнитного обрезания космических лучей), а также дрейфовыми эффектами в геомагнитном поле для электронов и позитронов, образующихся в атмосфере Земли и выходящих в космическое пространство.
Несмотря на сделанные уточнения, наблюдаются расхождения потоков
частиц под радиационным поясом Земли, предсказываемых современными
моделями генерации вторичных электронов и позитронов, с
экспериментальными данными [5]. К тому же статистика, накопленная в
экспериментах к настоящему времени, не позволяет провести детальный анализ
пространственных характеристик дифференциальных потоков
высокоэнергичных электронов и позитронов. В связи с этим, настоящая диссертационная работа, посвященная изучению потоков высокоэнергичных электронов и позитронов в околоземном космическом пространстве, является актуальной благодаря хорошей статистической точности и широкому диапазону энергий экспериментальных данных.
Цель работы. Разработка математической модели спектрометра «АРИНА», определение характеристик спектрометров «АРИНА» и «ПАМЕЛА» при помощи моделирования, а также экспериментальное исследование потоков высокоэнергичных электронов и позитронов вторичного происхождения в околоземном космическом пространстве в период с июля 2006 по декабрь 2008 года.
Научная новизна работы.
Впервые на одном ИСЗ получены экспериментальные данные по суммарному потоку электронов и позитронов в диапазоне энергий 3 МэВ -ЮГэВ.
Впервые получены экспериментальные данные по потокам вторичных позитронов с энергиями до 10 ГэВ.
Впервые получены детальные пространственные зависимости потоков электронов и позитронов вторичного происхождения в околоземном космическом пространстве.
Проведен анализ соответствия различных моделей генерации вторичных электронов и позитронов в околоземном космическом пространстве
экспериментальным данным, полученным в экспериментах АРИНА и ПАМЕЛА
Результаты, выносимые на защиту.
Первое измерение суммарного потока электронов и позитронов в диапазоне энергий 3 МэВ - 10 ГэВ.
Первое измерение потоков вторичных позитронов с энергиями до 10 ГэВ.
Детальные широтные зависимости потоков электронов и позитронов вторичного происхождения в околоземном космическом пространстве.
Практическая ценность работы. Полученные в экспериментах АРИНА и ПАМЕЛА результаты благодаря хорошей статистической точности могут быть использованы для уточнения модели генерации электронов и позитронов с энергиями от несколько МэВ до 10 ГэВ в околоземном космическом пространстве.
Вклад автора. Изложенные в работе результаты получены автором лично или в соавторстве при его участии.
Апробация работы.
Основные результаты диссертационной работы были представлены на:
Симпозиуме, посвященном современным научным исследованиям НАТО (NATO Advanced Research Workshop), г. Родос, Греция, 2003.
Российской конференции по космическим лучам, Санкт Петербург, 2008.
Европейском симпозиуме по космическим лучам (ECRS), г. Кошице, Словакия, 2008.
31-ой международной конференции по космическим лучам (31st ICRC), г. Лодзь, Польша, 2009.
5. Научной сессии МИФИ, Москва, 2002, 2003, 2004, 2005, 2006, 2007, 2008 и 2009 г.г.
Публикации. По материалам диссертации опубликовано 24 печатные научные работы.
Структура и объем диссертации. Диссертация состоит из введения, четырех глав и заключения.
Механизмы генерации потоков электронов и позитронов под радиационным поясом Земли
Первые работы, посвященные возможным процессам генерации элементарных частиц с энергиями в несколько десятков МэВ и выше в околоземном космическом пространстве стали появляться в 60-70 гг. прошлого века. В одной из них [29] был предложен механизм формирования таких потоков, основанный на взаимодействии первичных космических лучей с ядрами атомов остаточной атмосферы Земли. В результате этих взаимодействий рождаются заряженные пионы, которые через цепочку процессов распада я — (i —-е образуют электроны и позитроны высоких энергий. Согласно этой модели потоки электронов и позитронов практически однородно заполняют окрестности Земли, формируя, так называемый, «ореол». Поскольку сечения образования тс" и тс+ практически совпадают, то потоки вторичных электронов и позитронов также практически равны. Вторичные частицы, выходя из атмосферы, продолжают свое движение вдоль силовых линий магнитного поля Земли и могут быть захвачены геомагнитным полем, совершать колебания между зеркальными точками и дрейфовать вокруг Земли. Если зеркальные точки электронов на всех долготах приходятся на области с малой плотностью атмосферы, то такие электроны при долготном дрейфе совершают многократный обход вокруг Земли, образуя «замкнутую» оболочку. Если же частицы родились на такой высоте и с такими питч-углами, что многократно отражаются в зеркальных точках, но при долготном дрейфе из-за асимметрии магнитного поля относительно центра Земли, попадают в плотные слои атмосферы и погибают, то они считаются квазизахваченными. Частицы с малыми питч углами, зеркальные точки которых находятся на большой глубине в атмосфере, называются электронами (позитронами) альбедо.
В работах [1, 29] показано, что если время жизни вторичных электронов (позитронов) определяется практически только потерями энергии при взаимодействии с веществом атмосферы, то интенсивность потоков таких частиц не зависит от высоты. Действительно, время жизни в данном предположении обратно пропорционально плотности атмосферы (Т 4/р), а интенсивность генерации электронов от яце-источника прямо пропорциональна р. Так как поток пропорционален и времени жизни частиц и интенсивности генерации (J Tp), то в результате он оказывается независимым от плотности атмосферы. Учет же синхротронних потерь [31] приводит к заметному уменьшению потока уж на первых замкнутых оболочках, что ограничивает высоту ореола. Также в работе [29] было показано, что потоки альбедных и захваченных частиц совпадают, т.е. в геомагнитной ловушке не происходит накопления частиц. Спектр вторичных электронов для приэкваториальной области был впервые оценен в работах [29] и [30]. Сравнение результатов расчетов [1, 29] с результатами экспериментов [13, 14, 15, 16] представлено на рис. 3, 4, 7 . Можно заметить, что результаты расчетов хорошо согласуются с экспериментальными данными, но в области малых энергий (порядка ЮМэВ) наблюдаются существенные различия (расчетный поток значительно ниже результатов измерений). В работе [6] было предложено, помимо протонов космических лучей, при формировании вторичных потоков электронов и позитронов сравнительно малых энергий (до 100 МэВ) учитывать захваченные протоны радиационного пояса, но результаты экспериментов [3, 4, 5, 33] не подтверждают этот механизм генерации.
Учет дополнительных каналов образования вторичных электронов и позитронов, а именно распада нейтральных пионов и электромагнитные каскады был проведен в работах [3, 34, 36]. Кроме того, учитывались процессы ионизации, образования 8-электронов, тормозного излучения и многократного кулоновского рассеяния. Расчет траекторий электронов и позитронов проводился путем численного интегрирования уравнения движения в магнитном поле. При моделировании распадов пионов и мюонов учитывались угловые распределения частиц. Интенсивность протонов космических лучей на границе атмосферы считалась изотропной, а химический состав атмосферы неизменным с высотой. Расчеты проводились в приближении дипольного магнитного поля.
Сравнение потоков электронов и позитронов, полученный в результате расчетов [36] приведено на рис. 10. Можно отметить хорошее совпадение расчетных значений с экспериментальными данными, а также заметную роль других каналов образования вторичных электронов и позитронов, помимо яце-источника. В работе [36] также была отмечена роль магнитного поля в увеличении выхода электронов и позитронов альбедо из атмосферы в околоземное космическое пространство. Учет анизотропии потока первичных космических лучей в верхней атмосфере из-за Восточно-западной асимметрии геомагнитного обрезания был проведен в работах [37, 38, 39 и 40]. Кроме того, в данных работах в качестве потока протонов космических лучей были использованы новые, более точные, экспериментальные данные спектрометра AMS [5]. Расчеты были выполнены с помощью метода Монте-Карло с учетом реального магнитного поля Земли и различных физических процессов взаимодействия частиц с веществом, таких как тормозное и синхротронное излучения, генерация электрон-позитронных пар гамма-квантами, ионизационные потери энергии, многократное рассеяние. Также учитывались угловые распределения продуктов реакций.
Спектрометр ПАМЕЛА
Структура спектрометра и научные задачи. Магнитный спектрометр ПАМЕЛА — комплекс детекторов, предназначенный для измерения потоков заряженных частиц в диапазоне энергий от 100 МэВ до 300 ГэВ [41]. Основной научной задачей прибора является измерение потоков антипротонов и позитронов в космических лучах, приходящих в околоземное пространство в широком энергетическом диапазоне (см. табл. 1). Главная научная задача спектрометра ПАМЕЛА - измерение спектров антипротонов и позитронов космических лучей. Статистика, полученная в эксперименте ПАМЕЛА на сегодняшний день, на несколько порядков превышает ту, что была получена во всех предыдущих экспериментах. Помимо перечисленных выше, спектрометр выполняет следующие задачи: 1. Мониторинг солнечной модуляции космических лучей во время конца 23-его — начала 24-го циклов солнечной активности. 2. Изучение временных и пространственных распределений высокоэнергичных заряженных частиц, излучаемых во время солнечных вспышек, и корональных выбросов массы (выбросов вещества из солнечной короны). 3. Изучение аномальной компоненты космических лучей. 4. Изучение стационарных и возмущенных потоков высокоэнергичных заряженных частиц в магнитосфере Земли.
Функциональная схема спектрометра ПАМЕЛА представлена на рис. 16. Прибор состоит из времяпролетной системы, магнитного спектрометра, калориметра, ливневого детектора С4, системы антисовпадений и нейтронного детектора. Магнитный спектрометр позволяет определить знак заряда частицы и ее жесткость по отклонению в магнитном поле. Поскольку частицы, пролетающие через спектрометр сверху вниз, следуют по той же траектории, что и античастицы, летящие снизу вверх, для определения знака заряда необходимо также использовать информацию времяпролетной системы. Измерение массы частицы может быть выполнено независимыми измерениями ее жесткости, пробега в калориметре и времени пролета. Однако временное разрешение (около 300 пс) ограничивает использование времяпролетнои системы низкими энергиями. Разделение ядер проводится по потерям энергии в детекторах времяпролетнои системы, а так же трекера (но только для протонов, гелия и лития). Для идентификации протонов и электронов, (а также антипротонов и позитронов) используется калориметр: топологические различия электромагнитного и адронного каскадов. Ливневой и нейтронный детекторы предоставляют дополнительную информацию, необходимую для отделения полезных событий от фона. Времяпролетная система позволяет измерять скорость частиц, проходящих через спектрометр, а также разделять ядра по потерям энергии в плоскостях. Динамический диапазон позволяет идентифицировать ядра от водорода до углерода. Также в большинстве случаев, ВПС передает сигнал о прохождении частицы на триггерную логику спектрометра. Детектор включает в себя три плоскости пластиковых сцинтилляторов (С1 — СЗ), каждая из которых состоит из двух слоев (см. рис. 17) [50]. Плоскость С1 располагается наверху спектрометра, толщина сцинтилляторов каждого из слоев этой плоскости 7 мм.
Слои плоскости С2 - тоньше — 5 мм, и находятся непосредственно над спектрометром. Последняя плоскость (СЗ), такая же по толщине, как и С1, располагается между спектрометром и калориметром. Скорость частицы может быть вычислена с использованием информации о времени пролета и длине трека (последняя определяется фитированием траектории в магнитном спектрометре). Расстояние между С1 и СЗ - 78.3 см, что дает время пролета для электрона с энергией 1.5 ГэВ примерно 2.6 не. С учетом временного разрешения в 300 пс времяпролетная система позволяет разделять электроны и протоны с жесткостями вплоть до 1.5 ГВ с достоверностью порядка 4ст. Коэффициент -8 режекции частиц альбедо порядка 10" . Электроника ВПС делится на 2 секции, где сигналы, приходящие с фотоумножителей конвертируются либо во временную отметку, либо в информацию о потерях энергии. Во временной секции конденсатор линейно заряжается в течение времени пролета частицы через плоскости ВПС. В энергетической секции величина заряда конденсатора определяется амплитудой импульса с ФЭУ.
Затем конденсаторы обоих секций линейно разряжаются за время, определяемое время-цифровым преобразователем. Магнитный спектрометр предназначен для определения знака заряда и жесткости частиц. Спектрометр состоит из постоянного магнита и шести кремниевых плоскостей, расположенных внутри полости магнита [51]. Постоянный магнит состоит из пяти модулей, изготовленных из Nd-B-Fe сплава, и имеет внутреннюю полость (161x131x445 мм), определяющую апертуру прибора. Поскольку магнитное поле направлено вдоль оси у, отклонение частицы, влетающей параллельно оси Z, происходит в плоскости XOZ (в направлении ±Х в зависимости от знака заряда). Для того чтобы обеспечить точное определение жесткости заряженной частицы, магнитное поле было тщательно измерено с помощью пробы Холла. Среднее магнитное поле внутри полости равно 0.47 Тл и достигает максимального значения (0.48 Тл) в центре. Для того, чтобы минимизировать влияние помех от других приборов, в магнит были вмонтированы экранирующие ферромагнитные полосы. Микростриповый кремниевый трекер - основной прибор магнитного спектрометра ПАМЕЛА. Он состоит из 6 координатно-чувствительных плоскостей размером 160 х 140 мм. Каждая плоскость представляет из себя законченное электронное устройство, способное измерять координаты попадания частицы в двух перпендикулярных направлениях. В свою очередь, пластина состоит из 3-х так называемых „лэддеров", закрепленных в раме из алюминия и углеродного волокна. Необходимость столь сложного крепления обусловлена тем, чтобы трекер сохранил
Определение характеристик спектрометра ПАМЕЛА
Основные характеристики спектрометра (светосила, энергетическое разрешение) были определены при помощи метода Монте-Карло моделирования прохождения частиц через вещество детекторов прибора. Для этого использовалась математическая модель спектрометра, разработанная коллаборацией ПАМЕЛА на базе пакета GEANT3 [55]. При этом учитывались следующие процессы взаимодействия: комптоновское рассеяние гамма-квантов, образование электрон-позитронных пар, многократное рассеяние, ионизационные потери энергии в веществе, тормозное излучение, аннигиляция позитронов. Для учета ядерных взаимодействий использовались стандартный для GEANT3 пакет GEISHA [57] и специализированные библиотеки FLUKA [58]. Было проведено моделирование изотропного потока электронов, позитронов, протонов и пионов в диапазоне энергий от 60 МэВ до 200 ГэВ (для пионов до 10 ГэВ) и диапазоне углов 0 ф 2л и О 0 л/2. Полученный банк данных был проанализирован с использованием критериев, описанных выше (см. п. 3.2.1). Для получения дифференциальных спектров лептонов необходимо знать светосилу спектрометра (см. п. 3.1.2) и функцию отклика.
Под функцией отклика в данном случае следует понимать зависимость измеряемой жесткости от истинной (т.е. плотность вероятности того, что частица с заданной измеренной жесткостью при влете в спектрометр имела определенную энергию). На рис. 30 представлены распределения числа частиц с энергиями 0.3 и 3 ГэВ по измеренной жесткости. Отметим, что оба пика достаточно узкие, что свидетельствует о хорошем энергетическом разрешении магнитного спектрометра; максимум в обоих случаях находится вблизи энергии первичной частицы (небольшой сдвиг в область меньшей жесткости объясняется потерями энергии в термоконтейнере и верхних детекторах времяпролетной системы). Однако в распределениях наблюдается заметное число частиц с измеренной жесткостью намного меньшей первичной. Эти, так называемые, «хвосты» распределения объясняются плохим восстановлением трека из-за многократного рассеяния и радиационных потерь энергии и могут быть уменьшены с помощью ужесточения отбора событий по критерию фитирования трека % . В результате детального анализа расчетных данных была получена зависимость среднего значения измеренной жесткости от первоначальной энергии частицы (рис. 31). Отметим, что зависимость представляет собой прямую линию с тангенсом угла наклона практически равным единице. Относительное энергетическое разрешение трекера в диапазоне энергий от 80 МэВ до нескольких ГэВ практически не зависит от энергии и равно 8%. Рисунок 31. Зависимость среднего значения измеренной жесткости (R) от первоначальной энергии частицы (Е). На рис. 32 представлена зависимость светосилы спектрометра от начальной энергии электрона с учетом критериев отбора, описанных выше (см. п. 3.2.1). Видно, что максимальное значение приходится на значения энергии порядка 1 ГэВ, а затем светосила начинает уменьшаться.
Полученные характеристики были применены при восстановлении энергетических спектров электронов и позитронов в околоземном космическом пространстве. Характеристики спектрометра ПАМЕЛА, описанные в предыдущем пункте, были получены с учетом не только физических процессов взаимодействия частиц с веществом, но и с учетом калибровочных характеристик детекторов на момент начала работы прибора на ИСЗ «Ресурс- К сожалению, эффективности работы отдельных детекторов уменьшаются со временем, что необходимо тщательно учитывать при определении потоков частиц. В нашем отборе полезных событий применялись три системы прибора: времяпролетная система, электромагнитный калориметр и магнитный спектрометр. Для всех этих систем было проведено изучение изменения эффективности со временем по экспериментальным данным для каждого дня измерений. Для этого были отобраны события, которые надежно определялись, как электроны и позитроны по двум перечисленным системам из трех (кроме исследуемой) и изучалось поведение третьей системы прибора ПАМЕЛА. На рис. 33 показана зависимость эффективности регистрации электронов времяпролетнои системой от энергии частицы на момент начала эксперимента (июль 2006).
Для сравнения приведены значения, полученные при анализе результатов моделирования (красные точки). Видно, что математическая модель спектрометра ПАМЕЛА, разработанная в коллаборации, прекрасно описывает поведение реального прибора. Поэтому в дальнейшем при восстановлении потоков частиц использовались результаты моделирования с учетом поправки на ухудшение эффективности со временем. При определении этой поправки эффективность времяпролетной системы на момент начала работы спектрометра была принята за единицу, и были вычислены ежедневные относительные эффективности (см. рис. 34). Видно, что в 262-ой день 2006 года эффективность времяпролетной системы упала почти на 20%, и затем колебалась со временем относительно уровня 80%.
Результаты экспериментального изучения отношения потоков электронов и позитронов в околоземном космическом пространстве
По экспериментальным данным, полученным спектрометрами в период с июля 2006 г. по декабрь 2008 г., был проведен анализ потоков вторичных электронов и позитронов в области геомагнитного экватора {L \.2, В 0.25). Область Бразильской магнитной аномалии была исключена из рассмотрения. На рис. 39 представлено отношение потока позитронов {F ) к электронам (Fe ) в диапазоне энергий 0.08 - 10 ГэВ [70, 72, 73, 76]. Видно, что данное отношение изменяется с энергией и достигает значения 4.5±0.5 при 300 - 800 МэВ, что хорошо согласуется с данными экспериментов AMS [5] и МАРИЯ [3]. При этом статистическая точность результатов, полученных в эксперименте ПАМЕЛА, дает возможность построить более детальную зависимость отношения от энергии. Как уже обсуждалось в Главе 1, большое значение отношения Fe+/ Fe может быть объяснено наличием Восточно-Западной асимметрии геомагнитного обрезания потока первичных космических лучей. С уменьшением энергии ларморовский радиус частицы уменьшается [68] и данный эффект становится менее значительным, а, поскольку при энергиях менее 100 МэВ возрастает относительная роль процессов тормозного излучения и генерации электрон-позитронных пар гамма-квантами, образованными в результате распада нейтральных пионов, то Fe+/ Fe -отношение при этих энергиях стремится к единице [25, 35]. Уменьшение отношения Fe+/ Fe с возрастанием энергии происходит по двум причинам: 1. Уменьшение роли восточно-западной асимметрии для высокоэнергичных протонов, ответственных за образование электронов и позитронов с энергиями в несколько ГэВ; 2. Вертикальная жесткость обрезания на экваторе равна 10-15 ГВ, а в диапазоне энергий от нескольких ГэВ до величин, равных вертикальной жесткости обрезания, наблюдается эффект пенумбры, который способствует увеличению потока электронов за счет частиц космических лучей.
Это также приводит к уменьшению Fe+/ Fe - отношения. -1—1—I I I I I Дифференциальные энергетические спектры электронов и позитронов вычислялись по формуле: где F(E) - поток исследуемых частиц в зависимости от энергии (Е); N(E) — число зарегистрированных частиц в интервале энергий АЕ с учетом эффективности регистрации и функции отклика спектрометра, AT — экспозиция прибора в данной области околоземного пространства с учетом мертвого времени, G(E) — светосила спектрометра для данной энергии. Дифференциальные энергетические спектры квазизахваченных электронов и позитронов показаны на рис. 41, 42. Для сравнения представлены результаты измерений в экспериментах МАРИЯ [3] и AMS [5]. Видно, что при низких энергиях (менее 200 МэВ) потоки электронов и позитронов, измеренные спектрометром ПАМЕЛА ниже чем, полученные в эксперименте AMS. Это может быть объяснено анизотропией потоков вторичных лептонов низких энергий в сочетании с большой апертурой спектрометра AMS, которая позволяет регистрировать частицы с большими зенитными углами влета в прибор. Помимо экспериментальных данных, на рис. 41 и 42 показаны результаты расчетов с использованием двух моделей, изложенных в работах [35] и [36]. Отметим, что энергетическая зависимость спектров частиц не очень хорошо воспроизводится, особенно это касается позитронов, где величина потоков, измеренных, как в эксперименте ПАМЕЛА, так и в эксперименте AMS, систематически больше предсказанной. Отметим, что потоки позитронов с энергиями более 3 ГэВ не были измерены ранее ни в одном эксперименте. Учитывая отличную статистическую достоверность и большой энергетический диапазон результатов, полученных спектрометром ПАМЕЛА, результаты данной работы могут быть использованы для уточнения моделей генерации потоков частиц в околоземном космическом пространстве.
