Light Nuclei and Isotope Abundances in Cosmic Rays. Results from AMS 01

지구로 도달하는 100 MeV에서 100 GeV 사이의 운동 에너지를 가진 우주선은 일반적으로 은하 내 장소에서 발생하는 입자 가속 메커니즘에 의해 생성된다고 여겨진다. 은하계 우주선의 간스타르(interstellar) 확산에 대한 우리의 지식은 주로 C, N, O 핵의 스팔레이션 산물인 2차 종에 대한 연구에서 비롯된다. 이러한 2차 우주선은 우주선 원천에서 거의 존재하지 않는다.

2차 우주선과 그 원천 사이의 관계는 확산 매개변수, 즉 확산 계수와 에너지 의존성을 결정하는 데 도움이 된다 [1]. B/C와 Sub-Fe/Fe 비율 중 특히 경원소(Li, Be, 그리고 동위 원소)의 전파 역사를 파악하는 것이 흥미롭다. 이러한 원소의 풍부함은 주로 C, N, O의 원시 종의 상호작용뿐만 아니라 Be → Li 또는 B → Li와 같은 제3의 기여에 의해 결정된다. 따라서 Li/C 및 Be/C 비율은 확산 모델에 대한 추가적인 제약을 제공할 수 있다 [2].

AMS-01(Alpha Magnetic Spectrometer-01)은 STS-91 임무 동안 디스커버리 호에 탑재되어 10일 간 비행한 선구자 임무였다. AMS-01 스펙트럼은 강력한 원통형 영구 자석(분해력 BL = 0.14 Tm²), 실리콘 미세 스트립 트래커(굽은 좌표에서 10 µm의 해상도를 가진 6중 이중면 실리콘 센서), 4중 시간 비행(TOF) 스정화판(Z > 1 이온에 대해 약 90 psec의 시간 분해도를 가진), 에어로겔 체렌코프 카운터(기준 속도 β = 0.985), 그리고 반결합 카운터로 구성되었다 [4].

검출기 응답은 GEANT3 [5]를 사용하여 시뮬레이션되었다. 에너지 손실, 다중 산란, 핵 상호작용 및 붕괴 효과가 코드에 포함되었으며, 효율성, 해상도 및 재구성 알고리즘도 고려되었다. 추가 시뮬레이션은 GEANT4 [6]와 FLUKA [7]를 사용하여 가상 MC 툴킷 [8] 프레임워크 내에서 수행되었다.

AMS-01 스펙트럼은 다양한 하위 검출기의 독립적인 측정을 결합하여 우주선 입자를 식별했다. 입자 강도 R (전하당 운동량 p/Z)는 입자 궤적 재구성에서 입사 각도의 편차로 제공되었다. 속도 β = v/c는 4중 TOF 평면 간 입자 통과 시간으로부터 계산되었다. 입자 전하 크기 |Z|는 4중 TOF 스정화판과 6중 실리콘 층에서 에너지 침착 다중 측정을 통해 얻어졌다 (최대 Z = 2 [4] 및 Z = 8 [9]). 그림 1은 실리콘 트래커를 사용하여 Z > 2의 우주선 입자의 전하 히스토그램을 보여준다. 입자 질량은 결과적인 전하 Z, 속도 β 및 강도 R로부터 결정되었다:

Z 전하의 입자가 AMS-01에 의해 측정된 에너지 구간 E의 차분 에너지 스펙트럼은 다음과 같이 측정한 Z의 차분 개수 ∆N Z와 관련된다: 여기서 ∆T Z(E)는 효과적인 노출 시간이고 A Z(E)는 검출기의 수용성이다. 비례 계산을 위해 모든 원소 흐름은 추적기에서 수행된 강도 측정을 통해 얻은 운동 에너지당 핵의 공통 그리드 E로 결정되었다. 입자 측정된 에너지와 실제 에너지 사이의 관계는 언폴딩 기법 [10]을 사용하여 연구되었다. 시뮬레이션을 통해 대부분의 시스템 불확실성은 비율에서 억제된다. 두 종 간의 트리거 효율 차이는 예상대로 델타 레이 생산의 전하 의존성과 검출기 재료의 분해 효과로 인해 존재한다. 이 연구는 광범위한 시뮬레이션을 통해 수행되었다.

전문 한국어 번역:

불확실성과 측정 오차

GEANT3, GEANT4 및 FLUKA 코드에 대한 트리거 효율의 불확실도는 2-10%로 추정되었습니다. 인접한 충전으로부터의 누출은 측정에 순방향 효과를 일으켜 최대 5%의 오차를 초래할 수 있습니다. MC(모의 실험)를 통한 수용 범위 결정은 통계적 불확실도 약 1-3%를 제공하며, 이는 에너지 증가에 따라 커집니다.

그림 2 및 3:

그림 2에는 동위원소 비율이 제시되어 있으며, 그림 3에는 기존 실험 데이터 [11][12][13][14][15][16]와 함께 비교됩니다.

그림에 표시된 오차 막대는 통계적 오차와 체계적 불확실도의 제곱합을 나타냅니다. 우리 팀의 B/C 비율 측정은 2004년 첫 비행 CREAM 결과 [15] 및 HEAO-3-C2 데이터 [14] (1979년 10월 ~ 1980년 6월)와 잘 일치합니다. Be/C 비율은 오차 범위 내에서 HEAO 데이터와 일치하지만, 풍선 데이터 [12]와는 일치하지 않습니다. 우리 팀의 Li/C 데이터는 에너지 탐색이 부족한 영역에서 전례 없는 정확도를 보여줍니다. 풍선 데이터 [12]와의 비교를 통해 Li/C 비율의 고에너지 부분에서 매우 다른 추세를 확인할 수 있습니다. 이러한 동위원소 비율에서 보론 핵의 주요 원천은 초성분 우주선(CNO)입니다. 반면, 리튬과 베릴륨의 풍부도는 2차 원천인 베릴륨과 보론을 통해 제3의 기여, 예를 들어 B→Be, Be→Li 및 B→Li에 의해 영향을 받습니다. 그러나 측정된 Li/C 및 Be/C 비율의 모양은 전파 매개변수를 제한하는 데 적합함을 시사합니다. 에너지 증가에 따른 감소 추세는 그들의 원천이 경험하는 자기적 확산에 직접적으로 기인하며, 약 1 GeV/n 주변의 특징적인 피크는 저에너지 현상, 예를 들어 무작위 재가속 또는 은하풍과의 운반에 대한 강력한 지표입니다.

결과 설명:

우리는 모든 천체물리 입력값을 고려한 CR(우주선) 은하 내 전파를 시뮬레이션하는 GALPROP이라는 수치 코드를 사용합니다. 이 접근 방식에서 우리는 웹 기반 인터페이스 WebRun [22]를 통해 최신 버전 GALPROP-v54를 활용합니다. 우리는 확산-재가속 모델의 틀 내에서 전파를 설명하며, 이 모델은 우주선 핵 흐름 설명을 매우 성공적으로 수행했습니다.

…(본문이 길어 생략되었습니다. 전체 내용은 원문 PDF를 참고하세요.)…