Detector PAMELA

PAMELA ( Carga útil para la exploración de la materia antimateria y la astrofísica de núcleos ligeros ) fue un módulo de investigación de rayos cósmicos acoplado a un satélite en órbita terrestre. PAMELA se lanzó el 15 de junio de 2006 y fue el primer experimento basado en satélites dedicado a la detección de rayos cósmicos , con especial atención a su componente de antimateria , en forma de positrones y antiprotones . Otros objetivos incluían la monitorización a largo plazo de la modulación solar de los rayos cósmicos, mediciones de partículas energéticas del Sol , partículas de alta energía en la magnetosfera terrestre y electrones jovianos . También se esperaba que pudiera detectar evidencia de aniquilación de materia oscura . ^{[ 1 ]} Las operaciones de PAMELA finalizaron en 2016, ^{[ 2 ]} al igual que las del satélite anfitrión Resurs-DK1 . El experimento fue un experimento reconocido del CERN (RE2B). ^{[ 3 ] [ 4 ]}

PAMELA fue el dispositivo más grande construido hasta entonces por la colaboración Wizard, integrada por Rusia, Italia, Alemania y Suecia, y que ha participado en numerosos experimentos de rayos cósmicos mediante satélites y globos, como Fermi-GLAST . El instrumento, de 470  kg y 32 millones de dólares  (24,8 millones de euros  , 16,8 millones de libras esterlinas  ), estaba originalmente diseñado para una misión de tres años. Sin embargo, este módulo resistente se mantuvo operativo y realizó importantes contribuciones científicas hasta 2016.

PAMELA está montada en el lado orientado hacia arriba del satélite ruso Resurs-DK1 . ^{[ 1 ]} Fue lanzada por un cohete Soyuz desde el cosmódromo de Baikonur el 15 de junio de 2006. PAMELA ha sido colocada en una órbita elíptica polar a una altitud entre 350 y 610  km, con una inclinación de 70°.

El aparato tiene 1,3 m de altura, una masa total de 470  kg y un consumo de energía de 335 W. El instrumento está construido alrededor de un espectrómetro de imán permanente con un detector de microbandas de silicio que proporciona información sobre rigidez y dE/dx. En su base se encuentra un calorímetro de imagen de silicio-tungsteno, un detector de neutrones y un centelleador de cola de cascada para realizar la discriminación lepto-hadrón. Un espectrómetro de tiempo de vuelo (ToF), compuesto por tres capas de centelleadores plásticos, se utiliza para medir la velocidad y la carga de la partícula. Un sistema de anticontadores, formado por centelleadores que rodean el aparato, se utiliza para rechazar falsos disparos y partículas de albedo durante el análisis fuera de línea. ^{[ 5 ]}

Los datos preliminares (publicados en agosto de 2008 por ICHEP Filadelfia) indican un exceso de positrones en el rango de 10 a 60 GeV. Se cree que esto podría ser un indicio de aniquilación de materia oscura : ^{[ 6 ] [ 7 ]} hipotéticas WIMP colisionando y aniquilándose entre sí para formar rayos gamma, materia y antimateria. Otra explicación considerada para la indicación mencionada es la producción de pares electrón-positrón en púlsares con posterior aceleración en las proximidades del púlsar.

Los datos de los dos primeros años se publicaron en octubre de 2008 en tres artículos. ^{[ 8 ] [ 9 ]} Se confirmó el exceso de positrones y se observó que persistía hasta los 90 GeV. Sorprendentemente, no se encontró ningún exceso de antiprotones. Esto es inconsistente con las predicciones de la mayoría de los modelos de fuentes de materia oscura, en los que los excesos de positrones y antiprotones están correlacionados.

Un artículo, publicado el 15 de julio de 2011, confirmó la especulación previa de que el cinturón de Van Allen podría contener un flujo significativo de antiprotones producidos por la interacción de la atmósfera superior de la Tierra con los rayos cósmicos . ^{[ 10 ]} La energía de los antiprotones se ha medido en el rango de 60–750 MeV. Los rayos cósmicos colisionan con los átomos en la atmósfera superior creando antineutrones , que a su vez se desintegran para producir los antiprotones. Fueron descubiertos en una parte del cinturón de Van Allen más cercana a la Tierra. ^{[ 11 ]} Cuando un antiprotón interactúa con una partícula normal, ambas se aniquilan. Los datos de PAMELA indicaron que estos eventos de aniquilación ocurrieron mil veces más a menudo de lo que se esperaría en ausencia de antimateria . Los datos que contenían evidencia de antimateria se recopilaron entre julio de 2006 y diciembre de 2008. ^{[ 12 ] [ 13 ]}

Las mediciones del flujo de boro y carbono se publicaron en julio de 2014, ^{[ 14 ]} importantes para explicar las tendencias en la fracción de positrones de rayos cósmicos. ^{[ 15 ]}

El documento resumen de las operaciones de PAMELA se publicó en 2017. ^{[ 2 ]}

En 2017, los datos de la Colaboración HAWC indicaron que el aumento en el flujo de positrones de los dos púlsares más cercanos ( Geminga y Monogem) es aproximadamente equivalente al exceso observado originalmente por PAMELA. ^{[ 16 ]}

Entre 1 y 100 GeV, PAMELA está expuesto a cien veces más electrones que antiprotones. A 1 GeV, hay mil veces más protones que positrones, y a 100 GeV, diez mil veces más. Por lo tanto, para determinar correctamente la abundancia de antimateria, es fundamental que PAMELA pueda rechazar el fondo de materia. La colaboración PAMELA afirmó en "El rendimiento de separación de electrones y hadrones del calorímetro electromagnético de PAMELA" que menos de un protón de cada 100 000 logra superar la selección del calorímetro y ser identificado erróneamente como un positrón cuando la energía es inferior a 200 GeV.

La proporción de materia y antimateria en los rayos cósmicos de energía inferior a 10 GeV que llegan a PAMELA desde fuera del Sistema Solar depende de la actividad solar y, en particular, del punto del ciclo solar de 11 años . El equipo de PAMELA ha recurrido a este efecto para explicar la discrepancia entre sus resultados de baja energía y los obtenidos por CAPRICE , HEAT y AMS-01 , que se recopilaron durante la mitad del ciclo en la que el campo magnético solar tenía la polaridad opuesta.

Estos resultados son consistentes con la serie de mediciones de positrones/electrones obtenidas por AESOP , que ha abarcado ambas polaridades. Además, el experimento PAMELA ha refutado una afirmación anterior del experimento HEAT sobre positrones anómalos en el rango de 6 GeV a 10 GeV.

• AMS-02 es un experimento de física de altas energías instalado en el exterior de la Estación Espacial Internacional, que cuenta con un avanzado sistema de identificación de partículas y una gran capacidad de detección de 0,3 m²sr. AMS-02 está en funcionamiento desde mayo de 2011. Hasta la fecha, AMS ha registrado más de 100 mil millones de eventos de rayos cósmicos cargados.

• Antigua página de inicio del experimento PAMELA
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