Alpha Magnetic Spectrometer (Część-2)

0

{jathumbnail off}Serdecznie zapraszamy do przeczytania drugiej ostatniej części artykułu poświęconego spektrometrowi magnetycznemu cząstek alfa – Alpha Magnetic Spectrometer (AMS). Ten niezwykle istotny eksperyment z dziedziny fizyki cząstek elementarnych, astrofizyki i kosmologii zostanie umieszczony na Międzynarodowej Stacji Kosmicznej (ISS) podczas misji STS-134.

W pierwszej części dotyczącej spektrometrowi AMS-02 skupiliśmy się na motywacji naukowej projektu, historii i jego przebiegu jak również przedstawiliśmy podstawowe systemy/podzespoły zainstalowane w tym instrumencie naukowym. W tym artykule przedstawimy dokładniej systemy zabudowane w konstrukcji spektrometru. Na wstępie przypomnijmy jak wygląda schemat konstrukcyjny AMS’a:

  • Pernament Magnet (PM): magnes stały
  • Transition Radiation Detector (TRD): detektor promieniowania przejścia wspomagający detekcję wysokoenergetycznych cząstek naładowanych
  • Time-of-Flight System (TOF): system pomiaru czasu przelotu cząstek
  • Silicon Tracker (Tracker): krzemowy detektor śladowy umożliwiający pomiar kształtu trajektorii przelatującej cząstki
  • Ring Imaging Cherenkov Detector (RICH): obrazujący detektor pozwalający dokonać pomiaru prędkości naładowanej cząstki dzięki występowaniu zjawiska promieniowania Czerenkowa
  • Electromagnetic Calorimeter (ECAL): kalorymetr elektromagnetyczny do pomiaru energii
  • Anti-Coincidence Counter (ACC): licznik osłaniający pozwalający na odrzucenie cząstek poruszających się pod kątami uniemożliwiającymi wiarygodne pomiary za pomocą poszczególnych detektorów
  • Tracker Alignement System (TAS): system kontroli stabilności detektora śladowego
  • Astro Mapper for Instrument Check of Attitude (AMICA): szperacz gwiazd do określania orientacji instrumentu
  • elektronikę (Electronics)
  • Thermal Control System: system kontroli temperatury
  • Unique Support Structure (USS): strukturę podpierającą

Ponadto instrument posiada system GPS. Część komponentów instrumentu jest chroniona przez osłony przeciw odłamkom orbitalnym Micrometeoroid And Orbital Debris Schield (MMOD).

 

Schemat budowy spektrometru AMS-02 (NASA/CERN)

Pernament Magnet (PM) – magnes stały
Magnes jest jednym z podstawowych elementów umożliwiającym funkcjonowanie instrumentu. Pozwala na oddzielenie cząstek od antycząstek, odginając ich tory w przeciwne strony (przeciwny ładunek elektryczny) na skutek działania siły Lorenza. Jest jedynym narzędziem pozwalającym na oddzielenie cząstek od antycząstek. Ponadto zakrzywiając trajektorie cząstek pozwala na ocenę ich pędu na podstawie promienia krzywizny (cząstka o większym pędzie ulega słabszemu zakrzywieniu). Pierwotnie planowano zastosowanie magnesu nadprzewodzącego Superconducting Magnet (SCM). Zbudowanie takiego magnesu działającego niezawodnie w warunkach lotu orbitalnego było jednak sporym wyzwaniem. W konsekwencji wszystkie systemy instrumentu zbudowano tak, aby były kompatybilne z równolegle opracowanym magnesem trwałym Permanent Magnet (PM), analogicznym do zastosowanego w prototypowej wersji instrumentu, AMS-01.


Idea wykorzystania magnesu do rozdzielania cząstek od antycząstek. Elektron (e) zostanie odchylony w przeciwnym kierunku niż antyelektron/pozyton (e+). Dodatkowo kształt ugięcia trajektorii daje informację co do pędu cząstki (CERN)

SCM jest znacznie bardziej skomplikowany niż PM. Wytwarza silniejsze pole magnetyczne, ale jego trwałość jest ograniczona do około trzech lat. Silniejsze (około 5 razy w stosunku do PM) pole magnetyczne pozwala na uzyskanie większego współczynnika zagięcia trajektorii cząstek, co miało pozwolić na oddzielanie cząstek od antycząstek przy wyższych energiach. Jednak ilość cząstek przy dużych energiach możliwych do zarejestrowania w ciągu trzyletniej pracy instrumentu jest relatywnie niewielka. Dłuższa żywotność natomiast zwiększa prawdopodobieństwo zaobserwowania rzadkich kandydatów na jądra pierwotnej antymaterii. Jest też korzystniejsza dla badań promieniowania kosmicznego o wysokich energiach. W przypadku magnesu trwałego mniejszy współczynnik zagięcia trajektorii cząstek może być skompensowany przez zmianę konfiguracji liczników detektora śladowego. Dzięki temu możliwe jest osiągnięcie takiej samej dokładności rozróżniania ładunku cząstek przy energii 1 TeV jak w przypadku SCM. Chociaż w tej konfiguracji zdolność do detekcji cząstek o wysokich energiach spada o około 40%, statystycznie dokładność pomiarów jest kompensowana przez dłuższy czas pomiarów. Oba magnesy były raczej równoważne z punku widzenia programu naukowego. Po katastrofie Columbii w 2003r. i w konsekwencji ogłoszeniu zakończenia programu lotów wahadłowców pod koniec 2010r. (obecnie prawdopodobniej rok później) utracona została możliwość serwisowania instrumentu. W związku z tym zdecydowano się na zastosowanie magnesu trwałego PM. Decyzja została podjęta w kwietniu 2010r.

Magnes PM pozwala na wytworzenie pola magnetycznego o natężeniu 0.15 T (około 3000 razy większe od natężenia pola magnetycznego Ziemi). Jego budowa oparta jest na stopie ferromagnetycznym Nd-Fe-B, czyli na najsilniejszym magnesie trwałym. Ma postać cylindra o średnicy i wysokości 1 m. Składa się z 6000 bloków Nd-Fe-B o wymiarach 2 x 2 x 1 cale (5 x 5 x 2.5 cm) złożone w sekcje złożone z 64 elementów. Są one połączone materiałem epoksydowym, który chroni jest też przed degradacją. Pole magnetyczne ma formę toroidalną. Jest jednorodne wzdłuż osi X. Magnes PM pozwala na utrzymywanie stabilnego pola magnetycznego przez cały dalszy czas eksploatacji ISS, do roku 2020 lub 2028. Pomiary pola magnetycznego magnesu AMS-01 wykonane w 1997r i w kwietniu 2010r w Aachen wykazały tylko 1% degradacje pomimo upływu 13 lat i lotu w ładowni wahadłowca.


Zdjęcie przedstawiające magnes Pernament Magnet (PM) (NASA/CERN)

Dla porównania niewykorzystany magnes SCM wytwarza pole magnetyczne o natężeniu 0.865 T, czyli 20 000 razy silniejsze od pola magnetycznego Ziemi. Jego całkowita masa wraz z systemami dodatkowymi wynosi 3198 kg. Jest zbudowany z 14 zwojów magnetycznych, zbiornika nadciekłego helu i systemu chłodzącego. Wszystkie te komponenty są umieszczone w komorze próżniowej Vacuum Case (VC) opracowanej przez firmę Lockheed Martin i zbudowanej przez Standard Tool and Die Company (STADCO) w Los Angeles. Komora Vacuum Case jest częścią struktury podpierającej Unique Support Structure (USS). Zwoje zbudowane są z drutów opartych na stopie niobu i tytanu stabilizowanego glinem. Są one nadprzewodnikami w temperaturach bliskich zeru absolutnemu (poniżej 4K). Druty te mają średnicę 22.4 mikrona i są otoczone osłonką z miedzi o grubości 0.76 mikrona, a następnie zamknięte w osłonie z aluminium wysokiej czystości. Pole magnetyczne jest wytwarzane według prawa Ampera poprzez przepuszczanie przez nie prądu. Zerowy opór pozwalający na uniknięcie rozpraszania energii pozwala na wytworzenie pola magnetycznego kilkakrotnie silniejszego od normalnych elektromagnesów i magnesów trwałych. Zasadnicze dipolowe pole magnetyczne jest wytwarzane przez dwa zwoje główne, nazywane zwojami dipolowymi (Dipole Coil). Są one zbudowane z 3360 pętli drutu.


Schemat nadprzewodzącego magnesu Superconducting Magnet (SCM), który ostatecznie nie został zabudowany w spektrometrze AMS-02 (NASA/CERN)

Pozostałe zwoje (Racetrack Coil) minimalizują rozproszone pole magnetyczne na zewnątrz magnesu zerując moment dipolowy całego systemu. Pozwala to na uniknięcie niepożądanych momentów magnetycznych powstających na skutek oddziaływań pola magnetycznego SCM z polem magnetycznym Ziemi. Natężenie pola szybko spada wraz ze wzrostem odległości od centrum magnesu. Maksymalne natężenie rozproszonego pola magnetycznego w odległości 3 metrów od magnesu wynosi 4 mT. Wykonane analizy wykazały, że natężenie pola nie stanowiłoby niebezpieczeństwa dla astronautów podczas spacerów kosmicznych, jednak nadal mogłoby wpływać na niektóre elementy wyposażenia. W związku z tym podczas EVA magnes byłyby wyłączony. Momenty magnetyczne spowodowane oddziaływaniem z polem magnetycznym Ziemi byłyby około 5 razy niższe od maksymalnego poziomu który mogą skompensować żyroskopy CMG ITS Z1, więc nie stanowiłby problemu dla systemu kontroli orientacji stacji.

W czasie działania oba zwoje główne przyciągają się z siłą około 250 ton, co wymagało zastosowania odpowiedniej struktury podpierającej. Każdy zwój jest podpierany przez strukturę wykonaną ze stopu Al 6061. Zasadnicza część magnesu jest przytwierdzona do VC za pomocą 16 pasów mocujących. Każdy pas jest połączy z jednej strony z jednym z pierścieni mocujących VC, a z drugiej z uchwytem zwoju znoszącego pole rozproszone. Każdy pas jest wykonany z tworzywa złożonego z włókien o dużej rozciągalności. Składa się z 4 sekcji wykonanych z różnych materiałów pozwalających na minimalne straty ciepła w danym miejscu. W miejscu najchłodniejszym zastosowano włókno węglowe. W sekcji środkowej i w miejscu najcieplejszym użyto włókna szklanego S2. Komponenty te zapewniają stabilność mechaniczną na orbicie. W centrum pasa umieszczono jeszcze sekcję wykonaną z tworzywa zylon pozwalającą na utrzymywanie komponentów magnetu w odpowiedniej orientacji podczas startu.

SCM wymaga odpowiedniego systemu kontroli temperatury. W przypadku wzrostu temperatury jakiejś części zwojnicy powyżej krytycznego progu 4K część ta staje się zwykłym drutem oporowym powodującym ogrzewanie sąsiednich elementów. Przejście takie może być bardzo szybkie i powodować zamianę całości energii pola magnetycznego (5.15 MJ) na ciepło, które może zniszczyć zwojnicę. Elektronika SCM może wykrywać takie zdarzenia i bardzo szybko ogrzewać całość zwojnicy do temperatury w której cała anergia pola magnetycznego może być równomiernie rozproszona w postaci ciepła. Szybkie przenoszenie ciepła zapewnia osłona aluminiowa drutów w zwojnicach. Zjawiska takie są częste w początkowym etapie funkcjonowania magnesy nadprzewodnikowego. Podczas testów naziemnych wykonano kilka takich prób. Ponadto kilka tego typu operacji możliwe było do wykonania na orbicie. Przeznaczono na to około 25% helu chłodzącego. Optymalną temperaturą działania SCM jest 1.8K, a chłodzenie jest zapewnione przez 2500 litrów (360 kg) nadciekłego helu umieszczonych w toroidalnym zbiorniku. W skład pozostałych komponentów systemu chłodzenia wchodzi pasywny separator faz, chłodziarki kriogeniczne i pompy termomechaniczne. Ciepło z magnesu jest odbierane przez pętlę chłodzącą wykorzystującą nadciekły hel i jest przenoszone do zbiornika helu. Każda zwojnica magnesu jest obsługiwana przez dwa odgałęzienia pętli chłodzącej, na górze i na dole. Pęta ma postać miedzianej rury wypełnionej nadciekłym helem pod ciśnieniem 1.85 bara. Przenoszenie ciepła pomiędzy pętlą a zbiornikiem jest zapewnione przez osobny wymiennik ciepła.

Sam toroidalny zbiornik helu jest podpierany przez centralny pierścień połączony z dwoma cylindrami o strukturze żebrowej. Cylinder wewnętrzny ma średnicę 0.96 m a zewnętrzny 1.29 m. Zbiornik jest wykonany ze stopu Al 5083. Przenikanie helu przez ten materiał zostało zminimalizowane poprzez zapewnienie odpowiedniej orientacji ziaren metalu podczas wytwarzania zbiornika. Hel w zbiorniku powoli wrze a para jest odprowadzana poprzez cztery przegrody cieplne utrzymywane w temperaturach 1.8K – 60K, które otaczają magnes. Przy przegrodach para jest rozprowadzana za pomocą małych tub. Same przegrody mają postać folii złożonych z prawie czystego aluminium. Jedna z nich jest dodatkowo podpierana za pomocą struktury w formie plastra miodu wykonanej z włókna węglowego. Każda przegroda posiada szesnaście otworów przez które przechodzą pasy mocujące. Niewielki kontakt cieplny pomiędzy przegrodami oraz pasami mocującymi zapobiega większemu przenikaniu ciepła do zbiornika ze struktury mechanicznej. Zewnętrzna przegroda jest termicznie połączona z czterema chłodziarkami kriogenicznymi Stirlinga, które dodatkowo obniżają jej temperaturę i zmniejszają tempo utraty helu. Łącznie usuwają one około 12W ciepła. Pary helu są ostatecznie usuwane za pomocą odpowiedniego zaworu ustawionego równolegle do osi Y ISS. Dzięki temu pary nie mogłyby zanieczyścić komponentów ISS oraz nie mogłyby przeszkadzać w spacerach kosmicznych na wszystkich częściach stacji. Normalne tempo utraty helu wynosi 5 mg/s, co nie przeszkadza w transporcie instrumentu wewnątrz ładowni wahadłowca. Głównym konstruktorem SCM była firma Space Cryomagnetics, Ltd.

Transition Radiation Detector (TRD) – detektor promieniowania przejścia
Detektor TRD służy do identyfikacji lekkich cząstek na podstawie emisji rentgenowskiej powstającej podczas ich przechodzenia przez materiał detektora. Detektor może rozróżniać cząstki przy energiach 10 – 300 GeV, czego nie mogą przeprowadzić pozostałe detektory zabudowane wewnątrz AMS-02. Protony przy energiach 940 MeV, elektrony przy 0.5 MeV, oraz piony i miony przy 100 MeV nie mogą być rozróżnione przez detektor śladowy ponieważ charakteryzują się takim samym pędem. Ponadto wszystkie poruszają się z szybkością zbliżoną do szybkości światła i z tego powodu nie mogą być rozróżniane przez Time-of-Flight System (TOF) i Ring Imaging Cherenkov Detector (RICH). TRD wykonuje natomiast pomiary parametru γ = E/m. Wartość stosunku energii do masy jest różna dla elektronów i protonów, co pozwala na ich odróżnienie nawet przy bardzo wysokich energiach. Jest to szczególnie istotne przy poszukiwaniach kandydatów na cząstki ciemniej materii, gdzie mylenie pozytonów i protonów uniemożliwiłoby badania. Jest to na tyle istotne, że w AMS-02 zastosowano również drugi detektor przeznaczony do tego celu, Electromagnetic Calorimeter (ECAL).

Zasadą działania TRD jest detekcja promieniowania rentgenowskiego emitowanego przez wysokoenergetyczne elektrony przechodzące przez materiał detektora. Promieniowania takiego nie emitują wysokoenergetyczne protony. Powstaje ono, gdy elektrony przechodzą pomiędzy dwoma ośrodkami bardzo różniącymi się współczynnikiem refrakcji. TRD wykorzystuje granicę pomiędzy tworzywem sztucznym a próżnią. Powstające promieniowanie rentgenowskie przechodzi następnie do ośrodka wypełnionego gazem, mieszaniną ksenonu i dwutlenku węgla. W ośrodku tym promieniowanie rentgenowskie powoduje powstanie kaskady jonizacji w pobliżu druta pod wysokim napięciem. W przypadku elektronów i pozytonów jonizacja jest spowodowana zarówna przejściem cząstki naładowanej jak i emisją rentgenowską. W przypadku protonów i innych ciężkich cząstek sygnał rentgenowski nie powstaje. Jonizacja powoduje powstanie sygnału elektrycznego odczytywanego na końcu drutu. Podwyższony sygnał spowodowany promieniowaniem rentgenowskim pozwala na odróżnienie elektronów i pozytonów od protonów.


Schemat detektora promieniowania przejścia, Transition Radiation Detector (TRD) (CERN)

TRD znajduje się na górze komory próżniowej magnesu. Składa się z 328 modułów umieszczonych w 20 warstwach. W skład każdego modułu wchodzą dwa zasadnicze komponenty. Pierwszym jest radiator wykonany z polipropylenu i polietylenu o grubości 20 mm i gęstości 0.06 g/cm3. Składa się z warstw tworzywa sztucznego o grubości 10 mikrometrów, dzięki czemu zawiera setki przejść “plastik – próżnia” zapewniających duże prawdopodobieństwo wytworzenia promieniowania rentgenowskiego. Drugim komponentem jest zestaw 20 warstw rurek wypełnionych mieszaniną ksenonu i dwutlenku węgla w proporcji 80:20 i pod ciśnieniem jednego bara. Są to liczniki proporcjonalne. Mieszanina bogata w ksenon ma wysoką wydajność przekładania promieniowania rentgenowskiego na jonizację. Łącznie w TRD znajduje się 5248 rurek. Wytworzenie rurek było technologicznie trudne, główną trudnością było zapewnienie ich gazoszczelności w próżni. Mieszanina gazu użyta w detektorze charakteryzuje się dokładnie ustalonym składem. Zawartość ksenonu jest kontrolowana z dokładnością lepszą od jednego procenta. Mieszanina jest też wysoce wolna od zanieczyszczeń, np. zawartość fluorowęglowodorów i tlenu jest mniejsza od 1 ppm. Rurki są wykonane z kompozytu złożonego z warstw poliuretanu, polimidu węglowego, aluminium i kaptonu. Grubość ich ścian wynosi 72 mikrony, a średnica zewnętrzna 6.02 mm. Ich długość waha się pomiędzy 0.8 a 2.0 m. Na każdą warstwę przypada 16 rurek. Są one sklejone z sześcioma usztywniaczami biegnącymi równolegle do nich. Ich końce są połączone z układem zakańczającym. Składa się on z zestawu drutów mocujących (wykonanych z wolframu pokrytego złotem oraz stopu Cu/Te) i dystrybutora gazu wraz z jego uszczelniaczem. Cztery górne warstwy (72 moduły) i cztery warstwy dolne (56 modułów) są ustawione zgodnie z osią X. Dwanaście środowych warstw (200 modułów) przebiega zgodnie z osią Y. Zapewnia do śledzenie i identyfikację cząstek w dwóch kierunkach. Detektor jest zabezpieczony przez wyciekami, a ciśnienie gazu jest stale monitorowane.

Moduły są podpierane przez stożkowatą, ośmiokątną w przekroju strukturę nośna. Jest ona złożona z aluminium w postaci plastra miodu z wewnętrznymi przegrodami i warstwami powierzchniowymi z włókien węglowych. Osiem paneli bocznych ma grubość 30 mm. Z obu stron struktura ta jest zamknięta górną i dolną płytą podpierającą o strukturze plastra miodu. Całościowe wymiary tego układu to 2.3 m x 0.6 m. Wewnątrz niego moduły są oparte o cztery przegrody o grubości 3 mm. Dwie większe przegrody przebiegają zgodnie z osią Y a dwie mniejsze zgodnie z osią X. Cała struktura podpierająca jest przyłączona do M-kształtnej struktury montażowej połączonej ze strukturą podpierającą – Unique Support Structure (USS) w czterech punktach ponad interfejsem komory Vacuum Case (VC) magnesu.

Detektor TRD posiada własny system recyrkulacji gazu TRD Gas System (TDG), zawierający dodatkowy zapas ksenonu (49 kg) i dwutlenku węgla (5 kg) w dwóch lekkich zbiornikach. Trzeci zbiornik zawiera mieszaninę tych gazów. Zbiorniki są zainstalowane na ramie podpierającej i osłonięte panelami chroniącymi przed mikrometeorytami. Rama jest zamontowana z boku USS. System ten pozwala na dostarczanie do detektora czystej mieszaniny ksenonu i dwutlenku węgla w tempie siedmiu litrów na dzień. Umożliwia to sieć zaworów, a proces jest monitorowany przez sensory ciśnienia. Obieg gazu jest zamknięty i jest kontrolowany za pomocą odpowiednich pomp, zaworów i analizatorów. Funkcjonalność systemu recyrkulacji gazu jest gwarantowana na trzy lata. Zbiornik ksenonu jest wykonany ze stali nierdzewnej pokrytej materiałem kompozytowym. Został dostarczony przez firmę Arde, Inc. Jest identyczny ze zbiornikami w systemach neutralizujących plazmę Plasma Contactor Unit (PCU) na ISS. Zewnętrzna średnica wynosi 390 mm, a objętość 27.5 litra. Zbiornik dwutlenku węgla również jest wykonany ze stali nierdzewnej pokrytej kompozytem i został dostarczony przez Arde. Pierwotnie został opracowany dla pojazdu X-33. Jego średnica zewnętrzna wynosi 315 mm, objętość 13.3 litra a masa 20.9 kg. Objętość zbiornika mieszaniny wynosi jeden litr. Połączenia w systemie recyrkulacyjnym obejmują rury wykonane ze stali nierdzewnej, złącza spawane oraz kolektory gazu. Średnica rur waha się w granicach 1.6 – 6 mm.


Powyżej – idea działania detektora TRD, poniżej – system gazowy detektora. Widoczne są dwa zbiorniki na ksenon i jeden na dwutlenek węgla (CERN)

Poszczególne moduły TRD są połączone poprzez kolektory z blokiem C systemu recyrkulacyjnego zawierającym pompy recyrkulacyjne oraz monitory gazu. Gaz do bloku C jest dostarczany przez blok S. W obrębie bloku S gaz ze zbiorników jest wprowadzany do zbiornika mieszaniny w odpowiednich proporcjach. Tam mieszanina jest składowana a następnie przekazywana do bloku S. W jego obrębie jest dostarczana do rutek detektora. Przy odpływie około 0.25 litra gazu z rurek operacja mieszania powinna być wykonywana raz na dzień. W celu uzyskania odpowiedniej proporcji gazów zawór ksenonu (V1a) musi zostać otwarty na 10 mikrosekund. Ksenon przechodzi do przestrzeni buforowej, a następnie na jedną sekundę otwierany jest zawór dwutlenku węgla (V2a). Dwutlenek węgla przechodzi do innej przestrzeni. Następnie otwierane są zawory V3a i V3b dzięki czemu oba gazy przechodzą do zbiornika mieszaniny. Następnie są one zamykane a gaz jest pozostawiany na 30 minut, co pozwala na pełne wymieszanie obu składników. Następnie otwierany jest zawór V4a, a mieszanina przechodzi do bloku C. Zawiera on pompy obsługujące główne obiegi gazu. Układ ten jest zainstalowany na USS ponad główną częścią systemu recyrkulacyjnego. Nowo dostarczony gaz z bloku S jest mieszany z gazem wychodzącym z kolektora. Następnie przechodzi przez tubę kalibracyjną w której dokonywane są pomiary pozwalające na oszacowanie jego jakości. Po przejściu przez tubę przechodzi do zbiornika w którym dwie pompy KNF Neuberger UNMP30 wprowadzają go w obieg w obrębie detektora. Do normalnego działania konieczna jest tylko jedna pompa. Gaz jest następnie kierowany do kolektorów wejściowych za pomocą linii gazu o średnicy trzech milimetrów. Są one wykonane ze stali nierdzewnej. Każdy z 41 segmentów detektora obsługiwany jest przez jeden kolektor wejściowy. Wprowadza on gaz do rurek. Gaz przepływa przez nie i jest odprowadzany przez kolektor wyjściowy. Następnie gaz wraca na początek obiegu w bloku C.

Time-of-Flight System (TOF) – system pomiaru czasu przelotu cząstek
System pomiaru czasu przelotu cząstki TOF pozwala na precyzyjne (1.5×10-10 s) mierzenie czasu przejścia cząstek. Jego głównym zadaniem jest wykonanie pierwszej detekcji cząstki o wysokiej energii, co umożliwia jej dalsze pomiary za pomocą pozostałych detektorów. Ponadto pozwala na pomiary całkowitego ładunku cząstek oraz odróżniania elektronów i pontonów od antyprotonów przy energiach od 1 do około 2 GeV. Gdy cząstka wchodzi do przedniej płaszczyzny detektora, konwerter “czas – dane cyfrowe” Time-to-Digital Converter (TDC) rozpoczyna pomiar, który kończy gdy cząstka przechodzi przez przeciwną płaszczyznę. Pomiar czasu przejścia cząstki jest wykonywany z dokładnością do 140 ps dla protonów i nawet lepszą dla cięższych jąder promieniowania kosmicznego. Odległość pomiędzy górną i dolną płaszczyzną detektora wynosi 1.2 m, co pozwala na wykonywanie pomiarów dla cząstek poruszających się z szybkościami do 98% szybkości światła z dokładnością do dwóch procent. Detekcja cząstki inicjuje pomiary za pomocą detektora śladowego, Transition Radiation Detector (TRD), Ring Imaging Cherenkov Detector (RICH), Electromagnetic Calorimeter (ECAL) i Anti-Coincidence Counter (ACC). Jest to zasadniczy element układu wyzwalającego pomiary. W układzie tym TOF pozwala na pierwszą detekcję cząstek naładowanych, ACC na pierwszą detekcję cząstek o wysokiej inklinacji trajektorii, a ECAL – cząstek neutralnych. TOF jest też istotny dla poszukiwań ciemniej materii. W silnym polu magnetycznym możliwe jest łatwe pomylenie kierunku ruchu elektronów i pozytonów, co w konsekwencji spowodowałoby nieprawidłowe odczytanie znaku ładunku. TOF umożliwia odróżnienie jednej cząstki poruszającej się w instrumencie z góry na dół od 209 cząstek poruszających się z dołu do góry. TOF dostarcza też wiarygodnego pomiaru całkowitego ładunku cząstki, pozwalając na odróżnienie jąder helu, węgla, krzemu i innych.

TOF zbudowany przez z czterech płaszczyzn liczników scyntylacyjnych, z których dwa są usytuowane nad a dwa pod magnesem. Poszczególne płaszczyzny zbudowane są z (od góry) 8, 8, 10 i 8 płytek scyntylacyjnych. Zarówno w płaszczyźnie górnej jak i dolnej płytki są ustawione w dwóch warstwach. W jednej przebiegają wzdłuż osi X, a w drugiej wzdłuż osi Y. Każda płytka składa się ze scyntylatora poliwinyltoluenowego o grubości 1 cm w postaci fragmentu o kształcie prostokątnym o wymiarach około 1 x 12 x 120 cm. Końcówki płytek są ukształtowane trapezowato. Ich szerokości wahają się pomiędzy 18.5 a 26.9 cm. Konfiguracja płytek pozwala na wykrycie cząstki w polu 12 x 12 cm w obrębie obszaru aktywnego detektora o wielkości 1.2 metra kwadratowego, co deponuje rozdzielczość przestrzenną pomiarów. Do każdej płytki dołączony jest rurka pozwalająca na uzyskanie równowagi ciśnień w otoczeniu. Płytki są pokryte aluminiowanym mylarem i otoczone osłoną z włókien węglowych.


Schemat detektora TOF (CERN)

Końce scyntylatorów są połączone z fotopowielaczami Photo-Multiplier (PMT) przez pleksiglasowe światłowodowy. Łącznie zastosowano 144 fotopowielacze Hamamatsu R5946. PMT odbierają emisję świetlną (kilkaset fotonów) i zamieniają ją na przepływ elektronów na skutek zjawiska fotoelektrycznego. Elektrony są powielane przez zestaw elektrod i dynod. Uderzenia szybkich elektronów w dynody powoduje powstanie kolejnych elektronów o niższych energiach. Na końcu takiej kaskady pierwotny sygnał jest wzmacniany o czynnik około 108. Fotopowielacze zastosowane w detektorze pozwalają na zminimalizowanie zależności pomiędzy powielaniem elektronów wywołanych emisją świetlną a rozproszonym polem magnetycznym. W tym celu kąt pomiędzy PMT (umieszczonym w osi Y) a polem magnetycznym został zoptymalizowany poprzez zastosowanie odpowiednio nachylonych i wygiętych włókien światłowodowych. PMT mogą dzięki temu pracować w rozproszonym polu magnetyczny o natężeniu 0.1 – 0.3 T. Struktura podpierająca płytki scyntylacyjne w obu płaszczyznach ma postać dwóch płyt aluminiowych o strukturze plastra miodu. Każda taka płyta ma kształt w przybliżeniu okrągły i średnicę zewnętrzną 1540 mm. Grubość środkowej części płyty (plastra miodu) wynosi 50 mm, a grubość warstw aluminium pokrywających ją od góry i dołu to 1 mm. Górny układ TOF jest przyłączony za pomocą klamer do łączników narożnych TRD. Te są przyłączone do struktury podpierającej USS. Dolny układ TOF jest podpierany przed dolną część USS.

Tracker – detektor śladowy
Detektor śladowy jest układem pozwalającym na wykrywanie jąder antyhelu. Jest głównym systemem pomiarowym instrumentu i jedynym detektorem AMS-02 pozwalającym na odróżnienie cząstek o ładunku dodatnim i ujemnym poprzez bezpośrednie pomiary odchyleń ich trajektorii w polu magnetycznym. Pomiary zagięcia trajektorii pozwalają też na określenie pędu cząstki i kierunku z którego przeniknęła do instrumentu. Ostatni parametr jest szczególnie istotny dla cząstek o niższych energiach, ponieważ pozwala na odróżnienie cząstek promieniowania kosmicznego od cząstek uwięzionych w polu magnetycznym Ziemi. Detektor śladowy obok Time-of-Flight System (TOF) i Ring Imaging Cherenkov Detector (RICH) jest jednym z trzech detektorów pozwalających na bezpośredni pomiar ładunku cząstki (z), przyczyniając się do zdolności rozróżniania poszczególnych jąder atomowych. Pozwala na określanie sztywności magnetycznej, czyli stosunku pędu i ładunku cząstki (R=p/z) poprzez pomiary zagięcia trajektorii cząstki. Wykorzystywana jest tutaj zależność R=Br pomiędzy sztywnością magnetyczną (R), polem magnetycznym (B) a zakrzywieniem (r). Wraz z pomiarem ładunku można też obliczyć pęd cząstki. W rzeczywistości określenie sztywności magnetycznej wymaga zmierzenia niejednorodności pola magnetycznego, rozpraszania cząstek na detektorach i materiałach pasywnych oaz określenia szeregu innych parametrów. Szczególnie istotne było zapewnienie jak największej lekkości detektorów systemu i ich struktur podpierających, ponieważ zbyt duża ilość materiału mogłaby zaburzyć trajektorie cząstek. Struktura podpierająca została wykonana z ultralekkich materiałów kompozytowych.

Zasadą działania systemu są pomiary pozycji przejścia cząstki w 8 różnych punktach w obrębie zestawu detektorów. Pomiary takie są wykonywane z dokładnością do 10 mikrometrów. Promień trajektorii kołowej najlepiej dopasowanej do tych 8 punktów jest miarą zakrzywienia trajektorii cząstki. W systemie wykorzystano półprzewodnikowe detektory mikropasmowe. Są one złożone z substratów krzemowych o grubości 300 mikrometrów. Na ich obu stronach umieszczone są pasma glinu oddalone od siebie o typowo 50 mikrometrów. Gdy cząstka przechodzi przez krzem powoduje powstanie około 24tyś. par elektron-dziura. W czasie 10 nanosekund ładunki te dryfują w przeciwnych kierunkach na skutek działania pola elektrycznego wytworzonego poprzez przyłożenie napięcia 80V pomiędzy obiema stronami detektora. W pasmach w pobliżu migrujących ładunków powstaje sygnał elektryczny. Pozwala to na pomiar pozycji przejścia cząstki. Całkowity sygnał elektryczny na pobudzonych pasmach jest proporcjonalny do kwadratu całkowitego ładunku cząstki. Całkowity obszar efektywny systemu (powierzchnia aktywnej części detektorów po obu ich stronach) to 6.4 metra kwadratowego, większy obszar efektywny posiada tylko detektor ATLAS Wielkiego Zderzacza Hadronów (LHC). Jest to najbardziej precyzyjny system tego typu zbudowany do zastosowania w kosmosie. Wysokość całego systemu wynosi 1.2 m a jego masa 198.5 kg. W stosunku do AMS-01 zastosowano trzy dodatkowe warstwy detektorów.


Wizualizacja budowy detektora śladowego – tracker (CERN)

Cały zestaw składa się łącznie z 2264 detektorów o wymiarach 72.045 x 41.360 x 0.300 mm. Detektory są połączone w 192 liczniki, czyli zestawy różnej ilości detektorów odczytywanych przez elektronikę. Długość liczników waha się pomiędzy 290 mm a 1035 mm. Ich szerokość wynosi 72.045 mm, a grubość 10 mm. Wielkość aktywnych części liczników waha się od 36 do 60 cm. Detektory w licznikach są ustawione jeden za drugim. Skonstruowanie takiego zestawy było technologicznie skomplikowane z powodu konieczności dokładnego przycięcia i instalacji detektorów. Liczniki są pokryte metalizowaną warstwą tworzywa upilex (filmu polimidowego o dużej oporności cieplnej). Działa ona jak kabel przekazujący sygnał elektryczny z jednej strony detektora do elektroniki odzyskiwania informacji. Sensory w każdym liczniku są podpierane przez izolację z airexu o grubości 5 mm przyklejoną bezpośrednio do warstwy upilexu. Powierzchnia tej izolacji jest pokryta warstwą włókien węglowych o grubości 100 mikrometrów. Do warstwy włókien przyklejona jest mała stopka aluminiowa (ze stopu 7075). Zawiera ona otwory dzięki którym liczniki zostały przykręcone do płyt podbierających ich poszczególne warstwy.

Struktura podpierająca komponenty detektora śladowego jest złożona z dwóch sekcji. Pierwszą jest cylinder wykonany z włókna węglowego który podbiera płyty nr 2 – 4 zlokalizowane we wnętrzu magnesu (płaszczyzn wewnętrznych). Druga obejmuje dwa kołnierze z włókna węglowego podtrzymujące zewnętrzne płyty nr 1 i 5. Na płytach tych zainstalowano osiem płaszczyzn liczników. Płyty wewnętrzne zostały zmodyfikowane w stosunku o AMS-01 tak, aby umieścić na nich dodatkowe płaszczyzny liczników. Płyty montażowe detektorów składają się z rdzenia aluminiowego w postaci plastra miodu pokrytego dwoma warstwami włókien węglowych. Rdzeń ma 40 mm grubości i charakteryzuje się niską gęstością 16.02 kg/m3 dla płaszczyzn wewnętrznych i 32.0 kg/m3 dla zewnętrznych. Warstwy włókien mają grubość odpowiednio 220 i 700 mikrometrów.

Łączna liczba kanałów pomiarowych detektora śladowego wynosi 200tyś. Nieistotne rejestracje są odrzucane przez system redukcji danych detektora śladowego Tracker Data Reduction (TDR). Elektronika odczytująca detektory charakteryzuje się bardzo niskim poborem mocy (około 0.7 mW na kanał), niskim szumem i dużym zasięgiem dynamicznym. Duża ilość kanałów powoduje wytwarzanie około 200W energii cieplnej (normalnie 192W, czyli 1W z każdej pary licznik-elektronika odzyskiwania informacji), która jest usuwana przez system kontroli temperatury detektora Tracker Thermal Control System (TTCS). TTCS łączy detektor śladowy z dwoma głównymi radiatorami AMS-02 umieszczonymi na górze i na dole całej jednostki eksperymentu. Pozwalają one na usunięcie do 2000 W energii cieplnej. Elektronikę detektorów i radiatory łączą trzy pętle chłodzące wypełnione ciekłym dwutlenkiem węgla pod wysokim ciśnieniem.

Ring Imaging Cherenkov Detector (RICH) – obrazujący detektor promieniowania Czerenkowa
Detektor promieniowania Czerenkowa RICH pozwala na pomiary szybkości cząstek z bardzo wysoką precyzją (około 0.1% dla ładunków jednostkowych i około 0.01% dla jonów) na podstawie kształtów przekrojów stożków promieniowania Cheremkova (łuków, okręgów, elips). Dzięki temu pozwala on na poprawę zdolności rozróżniania ładunku cząstek przez instrument dostarczając wysokiego poziomu redundancji przy identyfikacji pozytonów i antyprotonów. Ponadto pozwala na identyfikację jąder o masie A poniżej ok.15 – 20. Wykorzystywana jest tutaj rejestracja kształtu rzutu stożka światła emitowanego pod wpływem przejścia cząstki obdarzonej ładunkiem, poruszającej się z szybkością większą od szybkości światła w danym ośrodku będącym materiałem nieprzewodzącym. Kształt przekroju stożka jest bezpośrednio związany z szybkością cząstki i współczynnikiem załamania ośrodka. Stożek promieniowania Czerenkowa powstający podczas przechodzenia cząstki przez radiator RICH rozciąga się dalej w próżni i pada na powierzchnię detekcyjną gdzie jego rzut jest rejestrowany. W celu zarejestrowania wszystkich emisji powstających w radiatorze przestrzeń detekcyjna jest ograniczona przez zwierciadło. Algorytmy analizy obrazów umożliwiają oszacowanie szybkości cząstki na podstawie zarejestrowanego kształtu. RICH jest istotnym komponentem pozwalającym na oszacowanie masy cząstki. W AMS-02 masa jest obliczana pośrednio na podstawie pomiarów sztywności magnetycznej cząstki (R) mierzonej przez detektor śladowy, ładunku (z) mierzonego przez detektor śladowy, TOF i RICH oraz szybkości (β=v/c) mierzonej przez RICH i TOF. Wykorzystywana jest zależność:


Zależność na podstawie której określana jest masa cząstki

Masa jest ściśle uzależniona od β, a RICH dzięki wysokiej rozdzielczości pomiarów szybkości cząstek pozwala na osiągnięcie wysokiej rozdzielczości pomiarów masy. Dzięki temu AMS-02 może rozróżniać lekkie izotopy pierwiastków występujących w największych ilościach.


Schemat detektora RICH (CERN)

W skład RICH wchodzi powierzchnia radiatora, stożkowate zwierciadło oraz powierzchnia detekcyjna. Radiator na którym powstaje promieniowanie Czerenkowa ma postać wieloboku ze średnicą wewnętrzną 118.5 cm. Powierzchnia płytek aerożelu (o współczynniku załamania 1.03 – 1.05 ) o grubości 2.7 cm otacza jego region centralny o wymiarach 64 x 64 cm. W części centralnej umieszczony jest blok z fluorku sodu NaF (o współczynniku załamania 1.335). Zastosowanie dwóch materiałów o różnych współczynnikach załamania optymalizuje zdolność detekcji dużych stożków gwarantując ich padnięcie na powierzchnię detekcyjną. Płytki te są zainstalowane pomiędzy warstwą tworzyw PORON i PMMA (PolyMethylMethAcrylate). Cały zestaw jest podtrzymywany przez strukturę z kompozytu CFRC (Carbon Fiber Reinforced Composite). Warstwa PMMA umożliwia rejestrację fotonów za pomocą fotopowielaczy. Powierzchnia detekcyjna posiada otwór w swoim centrum. Odsłania on detektor, kalorymetr elektromagnetyczny ECAL usytuowany poniżej. Na zewnątrz otworu dla ECAL usytuowane są fotopowielacze PMT Hamamatsu R7900-00-M16. Zastosowano 640 PMT ustawionych w zestawach 4 x 4. Odbierają one światło z kołowego obszaru o średnicy 134 cm przy podstawie stożkowatego zwierciadła. Powierzchnia detekcyjna i radiator są w całości umieszczone we wnętrzu zwierciadła. Jego wysokość wynosi 47 cm. Odbija ono wszystkie fotony na powierzchnię detekcyjną. Zostało ono wykonane z 3 części i jest bardzo lekkie, a jego powierzchnia charakteryzuje się wysoką odbijalnością. Zwierciadło ma strukturę złożoną. Jest oparte na substracie Al3O3/TiO3 o grubości 1 mm. Na substrat naniesione są warstwy: żywicy epoksydowej (grubości 400 mikrometrów), złota (0.2 mikrometra), chromu (150 mikrometrów), aluminium (0.1 mikrometra) i kwarcu (0.1 mikrometra). Całość jest otoczona przez 8 aluminiowych paneli chroniących przed odłamkami orbitalnymi. Komponenty RICH są u dołu przyłączone do dolnej płyty montażowej, która natomiast jest przymocowana do dolnej sekcji struktury podpierającej USS.

Electromagnetic Calorimeter (ECAL) – kalorymetr elektromagnetyczny
Kalorymetr elektromagnetyczny ECAL służy do identyfikacji wysokoenergetycznych cząstek na podstawie parametrów kaskad cząstek wtórnych wytwarzanych przez nie w bloku ołowiu. Pozwala na odróżnianie pozytonów do protonów i elektronów od antyprotonów. Przy wysokich energiach wpływ pola magnetycznego na te cząstki jest w zasadzie taki sam, więc pole magnetycznie nie może ich rozdzielić. ECAL może skutecznie odróżnić 1 pozyton od 100tyś. protonów (taki stosunek tych cząstek jest obserwowany w promieniowaniu kosmicznym). Posiada on większą zdolność odróżniania cząstek do Transition Radiation Detector (TRD). Ponadto ECAL może wykonywać też pomiary fotonów gamma – ich energii z wysoką precyzją oraz kierunku przybycia. Zasadą działania ECAL jest wykrywanie cząstek wtórnych. W czasie przechodzenia pozytonów i elektronów przez gęsty materiał jakim w tym wypadku jest ołów powstaje kaskada cząstek wtórnych. Tworzą ją wtórne pozytony i elektrony o niskich energiach powstające na skutek efektu kreacji par oraz emisja elektromagnetyczna (promieniowanie hamowania). W przypadku przejścia protonu powstaje kaskada hadronowa o innym kształcie (miejscu i czasie depozycji energii w bloku), zawierająca głównie piony i kaony. ECAL pozwala na rekonstrukcję trójwymiarowego profilu kaskady na podstawie pomiarów na osiemnaście różnych głębokościach w bloku detekcyjnym. Pomiary te dostarczają precyzyjnego opisu kaskady w kierunku podłużnym i poprzecznym, co pozwala na rozróżnienie kaskad hadronowych wytworzonych przez protony od kaskad elektromagnetycznych wytworzonych przez pozytony. Na podstawie kształtu kaskady rekonstruowany jest też kierunek z którego cząstka przeniknęła do detektora. Pomiar całkowitej emisji elektromagnetycznej pozwala na precyzyjne określenie masy cząstki. W przypadku pomiarów promieniowania gamma fotony mogą być rejestrowane na dwa sposoby. W trybie pomiarów pojedynczych fotonów (Single Photon Mode) ECAL działa jako samodzielny instrument rejestrując pobudzenia detektora wywoływane przez fotony gamma. Pozwala na określenie energii i kierunku przybycia fotonów. Rozdzielczość pomiarów energii i kierunku jest bardzo wysoka aż do energii 300 GeV lub nawet wyższej. W trybie konwersji (Conversion Mode) ECAL wykonuje pomiary par elektron-pozyton wytwarzanych przez wysokoenergetyczne fotony przed lub w detektorze śladowym na skutek efektu konwersji par. Para taka jest następnie rozdzielana w polu magnetycznym, a krzywizna trajektorii pozwala na oszacowanie energii i kierunku przybycia fotonu. Skorelowanie kierunku przybycia fotonu z pozycją na niebie umożliwia szperacz gwiazd AMICA.


Części składowe kalorymetra elektromagnetycznego ECAL (CERN)

ECAL zbudowany jest z dziewięciu zestawów warstw tworzących blok aktywny o wymiarach 648 x 648 x 166.5 mm. Całościowa masa bloku detekcyjnego wynosi 496kg. Każdy zestaw warstw ma grubość 18.5 mm. W skład jednego zestawu wchodzi jedenaście folii stopu ołowiu z antymonem o grubości 1 mm. Ich średnia gęstość wynosi 11.2 +/- 0.5 g/cm3. Są one rozdzielone warstwami włókien scyntylacyjnych PolyHiTech Polifi 0244-100 mających grubość 1 mm. Wykonane są z odpowiedniego polimeru i mechanicznie podparte za pomocą żywicy epoksydowej BICRON BC-600. W poszczególnych zestawach warstw ołów-scyntylator włókna scyntylacyjne są ustawione albo wzdłuż osi X (cztery zestawy) albo wzdłuż osi Y (pięć zestawów) co dostarcza zdolności mapowania kaskad cząstek. Emisja świetlna jest rejestrowana przez fotopowielacze PMT usytuowane na brzegach bloku detekcyjnego. Zastosowano 324 fotopowielacze.

Cały blok detekcyjny jest umieszczony w obudowie złożonej z sześciu elementów. Panele górne i dolne maja postać płyt aluminiowych o strukturze plastra miodu. Są one przykręcone do czterech paneli bocznych. Te ostatnie mają postać płyt aluminiowych o grubości 10.16 cm z prostokątnymi otworami o szerokości 32 mm mieszczącymi układy zbierające światło. Na dwóch stronach umieszczono siedemdziesiąt dwa otwory obsługujące cztery zestawy warstw. Na pozostałych dwóch stronach znajduje się po dziewiędziesiąt otworów obsługujących pięć zestawów warstw. Przy każdym otworze umieszczono metalową tubę osłaniającą przed polem magnetycznym, światłowód oraz fotopowielacz PMT z jego elektroniką. Na panelach bocznych bezpośrednio umieszczono też karty elektroniki pośredniej (ECAL Intermediate Boards – EIBs). Pozwalają one PMT na odbieranie komend z systemu gromadzenia danych oraz na wysyłanie danych. Cztery aluminiowe klamry w rogach łącza panele boczne oraz przyłączają ECAL do USS w dolnej części AMS-02. W skład elektroniki ECAL wchodzą dwa rodzaje jednostek – E-Crate i EHW (ECAL High Voltage Box) umieszczone na dolnej części USS. Dwie jednostki E-Crate pozwalają na wyzwalanie pomiaru i gromadzenie danych. Cztery układy EHW dostarczają wysokie napięcie niezbędne dla funkcjonowania PMT.

Anti-Coincidence Counter (ACC) – licznik osłaniający
Licznik osłaniający ACC pozwala na odrzucenie cząstek poruszających się pod kątami uniemożliwiającym wiarygodne pomiary za pomocą poszczególnych detektorów AMS-02. Dzięki temu cały spektrometr wykonuje tylko pomiar cząstek przechodzących przez cały system z góry na dół. Pozostałe 8/10 wszystkich cząstek jest wychwytywanych przez ACC. Do AMS-02 w czasie sekundy przenika około 10tyś. cząstek, ale pomiary mogą być wykonane tylko dla około 2tyś. cząstek na sekundę. ACC pozwala również na odrzucanie efektów oddziaływań jąder wysokoenergetycznych we wnętrzu magnesu, które tworzyłyby tło uniemożliwiające poszukiwania nielicznych sygnałów produkowanych przez kandydatów na jądra antyhelu. Cząstka poruszająca się pionowo w stosunku do instrumentu wytwarza sygnał na Time-of-Flight System (TOF), ale nie na ACC. Cząstka poruszają się poziomo daje natomiast sygnał na ACC ale nie na TOF. Sygnał jest rejestrowany zwykle tylko w pierwszym przypadku. Istnieją od tego dwa wyjątki. W pierwszym przypadku przy przejściu jonu produkowane są elektrony, które łatwo mogłyby pobudzić ACC uniemożliwiając detekcję. W drugim przypadku konwersja elektron-pozyton na ECAL może powodować powstanie cząstek wychodzących z bloku detekcyjnego i uderzających w ACC. Wtedy sygnał jest rejestrowany gdy pobudzony zostanie TOF oraz nie więcej niż cztery jednostki ACC.


Schemat detektora ACC (CERN)

ACC składa się z zestawu szesnastu liczników scyntylacyjnych rozmieszczonych w formie cylindra wokół detektora śladowego pomiędzy jego ścianą a ścianą komory magnesu. Panele scyntylatora są podbierane przez cylinder podpierający wykonany z włókien węglowych. Ma on średnicę 1086.7 mm i wysokość 850 mm. Grubość struktury podbierającej wynosi 1.2 mm. Poszczególne jednostki ACC mają postać płytek scyntylacyjnych. Są zbudowane z dwóch cienkich warstw scyntylatora w postaci tworzywa sztucznego Bicron BC-414. Każda płytka ma grubość 8 mm. Emisja świetlna jest odbierana przez włókna zmieniające długość fali (Wavelength Shirting Fibers – WLSF) Kuraray Y-11(200)M umieszczone w rowkach w materiale scyntylacyjnym. Mają one średnicę 1 mm. Zwiększają one długość fali, przekształcając fotony UV na fotony światła widzialnego. Dzięki temu mogą one zostać zarejestrowane przez fotopowielacze. Na obu końcach każdej płytki włókna są pogrupowane w dwa pęczki po trzydzieści siedem sztuk. Takie wiązki są dołączone do normalnych włókien światłowodowych Toray PJU-FB1000. Te ostatnie są przyłączone do wejść detektora umieszczonych na stożkowatym kołnierzu znajdującym się na powierzchni komory próżniowej magnesu. W ich obrębie światło jest doprowadzane przez kolejne włókna do ośmiu fotopowielaczy PMT Hamamatsu R5946. Są one umieszczone na obręczy wokół komory próżniowej. Dzięki takiej konfiguracji PMT są maksymalnie oddalone od silnego pola magnetycznego uniemożliwiającego pomiary. Podobnie jak w przypadku TOF, PMT są ustawione równolegle do osi rozproszonego pola magnetycznego, co zmniejsza jego wpływ na pomiary. Wszystkie komponenty ACC są podwojone. Pojedyncza płytka składa się z dwóch warstw scyntylatora z których każda jest odczytywana przez co najmniej dwa fotopowielacze. Zapewnia to redundancję i gwarantuje funkcjonalność detektora w przypadku awarii poszczególnych komponentów.

Tracker Alignement System (TAS) – system kontroli stabilności detektora śladowego
System kontroli stabilności detektora śladowego TAS pozwala na szybkie i godne zaufania pomiary pozycji poszczególnych składników detektora śladowego. Dzięki temu pozwala na wykrywanie drobnych zniekształceń geometrii detektora spowodowanych np: warunkami termicznymi. Ich uwzględnienie w analizie danych pozwala na uniknięcie błędów systematycznych. Zasadą działania TAS jest pomiar pozycji wiązek laserowych. Są one idealnie proste (naśladują tor cząstki o nieskończonej sztywności magnetycznej) a ich pozycja może być mierzona dokładniej od pozycji cząstki. Dzięki temu możliwe jest wykrycie zmiany geometrii detektora śladowego o wielkości tylko pięciu mikrometrów. Pomiary będą wykonywane 4-6 razy na orbitę, w czasie gdy ISS będzie oświetlona przez słońce oraz gdy będzie znajdować się w cieniu.


Cztery wiązki laserowe widziane przez detektor śladowy (Tracker) (CERN)

TAS składa się z diod laserowych umieszczonych na zewnątrz detektora śladowego, nad i pod nim. Wytwarzają one dziesięć wiązek przebiegających z góry na dół detektora i z dołu do góry. Zastosowano dziesięć niezależnych diod Eagleyard EYP-RWL-1083 połączonych w pary w obrębie złączy włókien laserowych (Laser Fiber Coupler – LFCR). Maksymalna moc wiązek wynosi 80 mW. Produkowane wiązki są wąskie (0.5 mm) i charakteryzują się niską rozbieżnością (poniżej 1 mrad). Diody emitują pulsy z częstotliwością 1 Hz i czasem trwania czterech mikrosekund. Wiązki wchodzą do przestrzeni detektora poprzez jednostki wejściowe (Laser Beamport Boxes – LBBX) ustawione w konfiguracji 2 x 5. Są one umieszczone na dwóch zewnętrznych płytach montażowych liczników. Wykorzystywana jest podczerwień 1082 nm, przenikająca przez wszystkie osiem warstw detektorów krzemowych. Komponenty przecinane przez wiązki zostały zaopatrzone w warstwy antyodbiciowe Si3N4 zoptymalizowane dla wybranej długości fali. Pozwalają one na zminimalizowanie tłumienia wiązek spowodowanej wysokim współczynnikiem załamania krzemu.

TAS charakteryzuje się niewielką masą (3 kg), niskim poborem mocy (1 mW) oraz rozdzielczością przewyższającą rozdzielczość pomiarów pozycji cząstek w detektorze śladowym. Na jego bazie opracowano podobny system dla detektora Compact Muon Solenoid (CSM) Wielkiego Zderzacza Hadronów (LHC).

Astro Mapper for Instrument Check of Attitude (AMICA) – szperacz gwiazd
Szperacz gwiazd AMICA pozwala na precyzyjne pomiary pozycji AMS-02 względem gwiazd odniesienia. Dokładność pomiarów pozycji instrumentu wynosi kilka sekund kątowych. Pozwalają one na usunięcie podczas analizy danych zmian pozycji instrumentu wywołanych powolnymi oscylacjami głównej kratownicy ISS. Dzięki temu szperacz umożliwia precyzyjne określenie kierunku wejścia fotonów gamma do instrumentu za pomocą ECAL. W skład szperacza gwiazd wchodzą dwie kamery CCD (AMICA Star Tracker Cameras – ASTCs). Są one umieszczone po obu stronach jednostki AMS-02 na stożkowym kołnierzu w górnej części komory próżniowej magnesu. Zastosowanie dwóch kamer gwarantuje, że za każdym razem przynajmniej jedna nie będzie bezpośrednio oświetlona przez słońce.


Szperacz gwiazd tzw. Astro Mapper for Instrument Check of Attitude (AMICA) (CERN)

System optyczny każdej kamery charakteryzuje się stosunkiem ogniskowej f1/2, długością ogniskowej 75 mm i polem widzenia o wymiarach 6.5 x 4.8 stopnia. Soczewki są pokryte filtrem światła niebieskiego o grubości 3 mm i filtrem światła czerwonego o grubości 2 mm. Montaż soczewek nie odbiega do standardów montażu komponentów optycznych. Detektor CCD ma wymiary 385 x 288 pikseli. Zarejestrowany obraz gwiazd jest autonomicznie porównywany z pokładowym katalogiem gwiazd. Przegroda wykonana z czarnego, anodowanego stopu aluminium Al 6061 pozwala na usunięcie większości światła słonecznego podczas dziennej części orbity. Przegroda nie jest mechanicznie połączona z układem soczewek. Jest niezależnie przyłączona do struktury podbierającej za pomocą klamry. Pozwala to na nieznaczne przesuwanie się przegrody względem soczewek bez zaburzania ścieżki optycznej.

Cała jednostka kamery jest zamknięta obudową złożoną z paneli połączonych śrubami. Ciepło z CCD i pozostałej elektroniki jest odprowadzane za pomocą miedzianych szyn do bloku termicznego dołączonego do układu kontroli temperatury detektora śladowego. Jednostka elektroniki kamery jest oparta na busie VME z procesorem DSP21020 i kartami zmieniającymi napięcie. Struktury podpiekająca każdą z kamer (AMICA Star Tracker Support Structure – ASTS) jest przyłączona do struktury podpierającej detektora śladowego.

GPS
Precyzyjne pomiary czasu rejestracji promieniowania gamma umożliwia też system GPS. Zastosowany został system ALCATEL TOPSTAR 3000D. Pojedyncza antena (model 3407-79 Sextant Avionique) została zainstalowana na górnej sekcji struktury podpierającej USS.

Wyposażenie elektroniczne
System elektroniczny AMS-02 składa się z elektroniki podstawowej (Common Electronics), elektroniki podsystemów (Subsystems Electronics), oraz elektroniki gromadzenia danych (Data Acquisition Electronics – DAQ). Łącznie instrument posiada 227300 kanałów elektroniki, co odpowiada łącznej ilości kanałów na ISS. Zawiera 532 karty elektroniki. Masa tego zestawu wynosi około 450 kg. Wszystkie komponenty są zwielokrotnione, do każdej funkcji przeznaczone są co najmniej dwa procesory.

W skład elektroniki podstawowej wchodzi system dystrybucji energii (Power Distribution System – PDS) pobierający zasilanie z ISS oraz główny komputer gromadzenia danych (Main Data Acquisition Computer – JMDC) pozwalający na odbieranie poleceń oraz pokładowe przetwarzanie danych. Jest on oparty na architekturze PowerPC z systemem operacyjnym Linux. Posiada procesor 750 MHz. Zastosowano jego cztery kopie co zapewnia wysoką niezawodność.

Elektronika podsystemów obsługuje poszczególne komponenty instrumentu. Elektronika gromadzenia danych jest wspólna dla wszystkich detektorów. Dane z detektorów są ucyfrawiane przez konwerter analogowo-cyfrowy (Analog-to-Digtal Converter – ADC) i kompresowane przez układ redukcji danych. W skład tego ostatniego wchodzi układ redukcji danych poszczególnych systemów pomiarowych. Dane z nich są odbierane przez układ JINF. Po porównaniu i zbuforowaniu danych są one przesyłane do JMDC, który przetwarza zebrane dane, a ponadto monitoruje działanie detektorów. Wybrane pomiary są przesyłane do wysokoprzepustowego łącza dynamicznego (High Rate Dynamic Link – HRDL), który przesyła je na Ziemię.

Chipy systemu elektronicznego są zabezpieczone przed promieniowaniem. Wszystkie zostały zaprojektowane specjalnie na potrzeby instrumentu i wykonane na zamówienie. Pracują około dziesięciu razy szybciej od typowych procesorów stosowanych w systemach kosmicznych. Dzięki temu dane ze wszystkich 300tyś. kanałów mogą być ucyfrawiane 2tyś. razy na sekundę.

Kontrola temperatury
System kontroli temperatury składa się z wielu komponentów. Obejmuje aktywny układ chłodzący detektora śladowego wykorzystujący ciekły dwutlenek węgla oraz system chłodzący jednostkę magnesu używający amoniaku krążącego w kapilarach. Dla innych części instrumentów używany jest bierny układ chłodzenia składający się z przewodników ciepła, rur z amoniakiem pod wysokim ciśnieniem oraz wielowarstwowej izolacji. Ostatecznie ciepło odebrane z detektorów, elektroniki i magnesu jest wypromieniowywane przez dwa radiatory główne położone na górze i na dole instrumentu oraz dwa radiatory boczne. System chłodzący musiał spełnić surowe wymagania związane z orbitą ISS. W związku z tym wykonano rozległe modelowanie charakterystyk cieplnych instrumentu w różnych porach roku, w różnych orientacjach przestrzennych stacji oraz w różnych trybach działania. Podczas maksymalnych kątów beta instrument będzie musiał być częściowo wyłączony.


Radiatory spektrometru AMS-02 (CERN)

Unique Support Structure (USS) – struktura podpierająca
Układ strukturalny USS jest zewnętrznym rusztowaniem podpierającym poszczególne komponenty instrumentu (około 14tyś. elementów). Zawiera około 17tyś. otworów dla poszczególnych części i kabli. Komponenty TRD łącznie z górnym układem TOF, ACC, detektor śladowy, dolny układ TOF, RICH, ECAL i magnes mają własne unikalne interfejsy łączące z USS. Pozostałe części łączą się z nią za pomocą utworów. Również karty elektroniki posiadają elementy przenoszące naprężenia. Cały system został zaprojektowany tak, aby podczas startu utrzymać ciężar ponad trzy razy większy od ciężaru komponentów AMS-02.


Schemat struktury podpierającej USS (CERN)

W skład USS wchodzi pięć elementów: sekcja górna, komora próżniowa VC, sekcja dolna, szpila mocująca, oraz system pozwalający na przyłączenie do kratownicy ISS Payload Attach System (PAS). Integracja komory próżniowej VC ze strukturą podpierającą zapewniła redukcję masy w stosunku do konfiguracji w której byłaby osobną jednostką dołączoną do USS.


System pozwalający na przyłączenie spektrometru AMS do kratownicy ISS tzw. Payload Attach System (PAS) (CERN)

Górna i dolna część komory próżniowej VC ma postać stożkowego kołnierza wykonanego ze stopu Al 2219-T62. Część centralna składa się z górnego i dolnego pierścienia złożonego z Al 7050-T7451. Całość jest otoczona cylindrem wewnętrznym złożonym ze stopu Al 2219-T852 i zewnętrznym zbudowanym z Al 7050-T7451. Komora VC jest zintegrowana z pozostałą częścią USS poprzez płyty wykonane z materiału CRES A286 i połączone z podpórkami. Ponadto połączenie zapewniają płyty montażowe górna i dolna wykonane ze stopu Al 7050-T7451. Sekcja górna, dolna i szpila mocująca są zbudowane z łączników połączonych ze sobą za pomocą złączek z odpowiednimi otworami. Łączniki są wykonane ze stopu aluminium 7050-T7451 prefabrykowanego w postaci płyt, a złączki – ze stopu aluminium 7075-T73511 wytworzonego poprzez wyciskanie.

Sekcja górna USS obejmuje dwa rozpory wykonane ze stopu aluminium 6061-T6511. Są one przyłączone do reszty struktury za pomocą szpil ze stali nierdzewnej 455 i zabezpieczone płytkami blokującymi z stopu aluminium 6061-T651. Płytki są przykręcone do łączników USS za pomocą dwóch śrub. System PAS jest wykonany z płyt ze stopu aluminium 7075-T7351 oraz 7050-T7451, pasa ze stali nierdzewnej oraz sferycznego łożyska ze stali nierdzewnej posiadającego podkładki pokryte teflonem. Wszystkie komponenty za wyjątkiem aluminium są zabezpieczone przed korozją. Odsłonięte powierzchnie aluminiowe są anodyzowane. Układ mocujący eksperyment w ładowni wahadłowca składa się z czterech czopów mocujących, jednej szpil mocującej oraz jednego systemu odłączającego ładunek użyteczny Payload Disconnect Assembly (PDA) obsługującego zdalne połączenie elektryczne Remotely Operated Electrical Umbilical (ROEU). PDA jest zainstalowane na klamrze odsuwanej w czasie EVA. Jest ona mocowana w pozycji rozłożonej za pomocą jednej szpili PIP. Po złożeniu jest zabezpieczana za pomocą również jednej szpili PIP. Do USS przyłączony jest też interfejs PDGF dla CanadArm2. Jest on połączony z USS za pomocą ramy wykonanej ze stopu aluminium 6061-T651.

W skład urządzeń używanych podczas EVA wchodzi dziewięć poręczy, dwa zestawy śrub pozwalających na odłączanie uchwytów, dwie śruby pozwalające na rozłożenie PAS, dwa uchwyty pozwalające na rozłożenie pasa mocującego PAS, oraz składana klamra PDA. Wszystkie poręcze za wyjątkiem trzech są połączone z USS za pomocą zawiasów wykonanych ze stopu aluminium 6061-T651. Ich mocowanie umożliwiają otwory w strukturze USS. Pozostałe trzy poręcze są przyłączone za pomocą tub wykonanych ze stopu 7075-T73511.

System PAS po stronie AMS-02 jest częścią pasywną. Układ mocujący składa się z trzech łopatek przewodnich i pasa mocującego oraz pasywny mechanizm podłączający połączenia elektryczne i telemetryczne Umbilical Mechanism Assembly (UMA). Pas przyłączający może być obsługiwany podczas EVA, więc jednostka eksperymentu może być nie tylko przyłączona do ISS, ale również odłączona od stacji. Służy do tego używane przez astronautów ręczne narzędzie elektryczne PGT (Pistol Grip Tool). PAS jest połączony z dolna sekcją USS za pomocą czterech klamer głównych, klamer z vertexu, dwóch klamer tylnych oraz klamer UMA. Zasadniczymi częściami pasywnego PAS jest część podstawowa, cześć obsługiwana podczas EVA, mostek PAS, pas mocujący oraz awionika. Część podstawowa jest zasadniczą strukturą PAS podbierającą wszystkie inne komponenty. Składa się z platformy montażowej i łopatek przewodnich mechanizmu mocującego. Płyta jest wykonana ze stopu aluminium 7050-T7451. Jest połączona z dolną sekcją USS za pomocą klamer. Mostek podpiera pas mocujący. Jest wykonany ze stopu aluminium 7075. Mechanizm rozkładający pas mocujący jest połączony z mostkiem za pomocą czterech śrub. System obsługiwany podczas EVA obejmuje mechanizm rozkładający pas mocujący oraz osłonę mostka. Awionika obsługuje kamerę która będzie używana podczas przyłączania eksperymentu do ISS. Część PAS po stronie ISS jest częścią aktywną. Składa się ona z kleszczy mocujących, trzech szpil przewodnich oraz aktywnej części UMA.

Micrometeoroid And Orbital Debris Schield (MMOD) – osłona przeciw odłamkowa
Komora magnesu oraz system recyrkulacji gazu TRD są chronione za pomocą zestawu osłon przeciw odłamkom orbitalnym MMOD. Układ osłon jest wykonany z różnych komponentów w zależności od wymaganej grubości osłon, ich wielkości i kształtu w różnych miejscach. Typowa osłona składa się z warstw aluminium wewnętrznej i zewnętrznej rozdzielonych warstwami z klevaru i nexelu.


Schemat osłony przeciwodłamkowej (CERN)

 

Źródło: NASA, CERN Strony poświęcone spektrometrowi AMS-02: LINK1, LINK2, LINK3
Bardzo ciekawy opis misji STS-134, która dostarczy spektrometr AMS-02 do stacji ISS: LINK

Share.

Comments are closed.