PAMELA検出器

パメラ

組織	パメラグループ
ミッションタイプ	宇宙線
ホスト衛星	リサーズDK1
打ち上げ	2006年6月15日
打ち上げロケット	ソユーズFG
発射場	バイコヌール宇宙基地
ミッション期間	3年（計画）、 9年7ヶ月23日（達成）
ミッション終了	2016年2月7日
質量	470キロ
最大長	1300ミリメートル
消費電力	335ワット
ウェブページ	PAMELAホームページ
軌道要素 (Resurs DK1)
傾斜	70度
軌道	準極楕円
最低高度	360キロ
最大高度	604キロ
期間	94.02 分

PAMELA (反物質探査および光核天体物理学用ペイロード) は、地球を周回する衛星に取り付けられた宇宙線研究モジュールでした。PAMELAは2006年6月15日に打ち上げられ、宇宙線の検出に特化した初の衛星ベースの実験であり、特に陽電子と反陽子の形での反物質成分に焦点を当てていました。他の目的には、宇宙線の太陽変調の長期監視、太陽からの高エネルギー粒子、地球の磁気圏内の高エネルギー粒子、木星の電子の測定が含まれていました。また、暗黒物質の消滅の証拠を検出できることも期待されていました。^[1] PAMELAの運用は2016年に終了し、^[2]ホスト衛星Resurs-DK1の運用も終了しました。この実験はCERNの公認実験(RE2B)でした。^{[3] [4]}

PAMELA は、ロシア、イタリア、ドイツ、スウェーデンを含むウィザード共同研究によって構築された当時最大の装置であり、フェルミ GLASTなどの多くの衛星および気球ベースの宇宙線実験に関与してきました。重量 470 kg、費用 3,200 万ドル (EU 2,480 万ユーロ、英国 1,680 万ポンド) のこの装置は、当初 3 年間のミッションが計画されていました。しかし、この耐久性の高いモジュールは 2016 年まで運用され、科学に大きな貢献を果たしました。

PAMELAは、ロシアの衛星Resurs-DK1の上向きの側面に搭載されています。^[1] 2006年6月15日にバイコヌール宇宙基地からソユーズロケットで打ち上げられました。PAMELAは、高度350〜610km、傾斜角70度の極楕円軌道に投入されました。

装置の高さは 1.3 m、総質量は 470 kg、消費電力は 335 W です。この装置は、剛性と dE/dx 情報を提供するシリコン マイクロストリップ トラッカーを備えた永久磁石分光計を中心に構築されています。底部には、シリコン タングステン イメージング熱量計、中性子検出器、レプトン/ハドロン識別を実行するシャワー テール シンチレーターがあります。粒子の速度と電荷を測定するために、3 層のプラスチック シンチレーターでできた飛行時間 (ToF) が使用されます。装置を取り囲むシンチレーターでできたカウンター システムは、オフライン分析中に誤ったトリガーとアルベド粒子を排除するために使用されます。^[5]

予備データ（2008年8月、ICHEPフィラデルフィア発表）は、10～60 GeVの範囲で陽電子が過剰であることを示しています。これは、暗黒物質の消滅の兆候である可能性があると考えられています。 ^{[6] [7]} 仮想的なWIMPが衝突して消滅し、ガンマ線、物質、反物質粒子を形成します。上記の兆候に対する別の説明として、パルサー上で電子陽電子対が生成され、その後パルサー付近で加速されるというものがあります。

最初の2年間のデータは、2008年10月に3つの出版物で発表されました。^{[8] [9]}陽電子過剰は確認され、90 GeVまで持続することがわかりました。驚いたことに、反陽子の過剰は見つかりませんでした。これは、陽電子と反陽子の過剰が相関しているという、暗黒物質源のほとんどのモデルの予測とは矛盾しています。

2011 年 7 月 15 日に発表された論文は、ヴァン・アレン帯が地球の上層大気と宇宙線の相互作用によって生成される反陽子のかなりの量の流れを閉じ込める可能性があるという以前の推測を裏付けました。^[10]反陽子のエネルギーは 60～750 MeV の範囲で測定されています。宇宙線は上層大気の原子と衝突して反中性子を生成し、これが崩壊して反陽子を生成します。それらはヴァン・アレン帯の地球に最も近い部分で発見されました。^[11]反陽子が通常の粒子と相互作用すると、両方とも消滅します。PAMELA のデータによると、これらの消滅イベントは反物質がない場合に予想されるよりも 1000 倍も頻繁に発生しました。反物質の証拠を含むデータは、2006 年 7 月から 2008 年 12 月の間に収集されました。^{[12] [13]}

ホウ素と炭素のフラックス測定は2014年7月に発表され、^[14]宇宙線陽電子分率の傾向を説明する上で重要である。^[15]

PAMELAの活動の概要文書は2017年に公表された。^[2]

1～100 GeV では、PAMELA は反陽子の 100 倍の電子にさらされます。1 GeV では陽子の数が陽電子の 1,000 倍、100 GeV では陽子の数が 10,000 倍になります。したがって、反物質の存在量を正しく判定するには、PAMELA が物質バックグラウンドを除外できることが重要です。PAMELA 共同研究チームは、「PAMELA 電磁カロリメータの電子ハドロン分離性能」の中で、エネルギーが200 GeV 未満の場合にカロリメータの選択を通過して陽電子と誤認される陽子は 100,000 個中 1 個未満であると主張しました。

太陽系外からPAMELAに到達する10GeV未満のエネルギーの宇宙線における物質と反物質の比率は、太陽活動、特に11年の太陽周期のどの時点かによって決まります。PAMELAチームはこの効果を利用して、低エネルギーの結果と、太陽磁場が反対極性であった周期の半分の間に収集されたCAPRICE、HEAT、AMS-01によって得られた結果との食い違いを説明しました。

これらの結果は、両極性をカバーしたAESOPによる一連の陽電子/電子測定と一致しています。また、 PAMELA実験は、6 GeV から 10 GeV の範囲で異常な陽電子が存在するという HEAT実験による以前の主張と矛盾しています。

• AMS-02は、国際宇宙ステーションの外部に取り付けられた高エネルギー物理学実験で、 高度な粒子識別と 0.3m2sr の大きな許容量を特徴としています。AMS-02 は 2011 年 5 月から運用されています。これまでに、1,000 億を超える荷電宇宙線イベントが AMS によって記録されています。

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