Alpha Magnetic Spectrometer (Część-1)

0

{jathumbnail off}Serdecznie zapraszamy do przeczytania pierwszego z dwóch artykułów poświęconych 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.

Do czego będzie służył AMS?
Spektrometr magnetyczny cząstek alfa (Alpha Magnetic Spectrometer – AMS-02) jest złożonym zestawem detektorów, który po zainstalowaniu na stacji kosmicznej ISS będzie służył do poszukiwań:

  • pierwotnej antymaterii
  • hipotetycznych cząstek tworzących ciemną materię, których istnienie postuluje się w ramach niektórych teorii
  • egzotycznych form materii
  • badań promieniowania kosmicznego poprzez pomiary jego składu i gęstości przy energiach rzędu teraelektronowolta (TeV)

Wizualizacja pokazująca spektrometr AMS-02 (NASA/CERN)

Antymateria
Czy Wszechświat zbudowany jest tylko z materii? Jeśli nie, to ile we Wszechświecie może być antymaterii? Co spowodowało asymetrię materia-antymateria podczas wczesnego etapu formowania się Wszechświata zwanym bariogenezą? Być może na te pytania pomogą odpowiedzieć badania z wykorzystaniem spektrometru AMS.

Poszukiwania pierwotnej antymaterii będą polegać na próbach zarejestrowania jąder antyhelu oraz jąder cięższych. W czasie trzech lat pracy instrument wykona pomiary około miliarda cząstek cięższych od protonu. Będą to głównie jądra helu oraz także inne jony. AMS może zaobserwować jedno jądro antyhelu lub jądro cięższe w tle około 109 normalnych jąder. Pozwoli to na wyszukanie ciężkich cząstek antymaterii będących pozostałością pierwotnej antymaterii powstałej w młodym Wszechświecie. Detekcja przynajmniej jednego takiego jądra dostarczy doświadczalnego dowodu na istnienie znaczącej ilości antymaterii we Wszechświecie pozostałej po okresie formowania się materii barionowej. Będzie to miało duże znaczenie dla teorii tłumaczących pochodzenie dominacji materii we Wszechświecie na etapie bariogenezy. Do tej pory instrumenty umieszczane na balonach stratosferycznych oraz satelitach nie zarejestrowały żadnego antyjądra. Niewielkie ilości antyprotonów oraz pozytonów w promieniowaniu kosmicznym są pochodnymi rozpadu normalnych cząstek lub są wytwarzane podczas oddziaływań promieniowania gamma z materią ośrodka międzygwiazdowego.

Ciemna materia
Widzialną część materii (gwiazdy, gaz międzygwiezdny itp.) szacuje się na około 4-5% całkowitej masy Wszechświata. Oprócz znanej nam materii i oprócz postulowanej ciemnej energii (powodującej przyśpieszoną ekspansję Wszechświata) wyróżnia się tzw. ciemną materię. Powinna ona stanowić około 22% masy Wszechświata. Jej skład najprawdopodobniej wygląda następująco: -barionowa ciemna materia: zbudowana z protonów, neutronów np: brązowe karły, czarne dziury itp. -niebarionowa ciemna materia: która dzieli się ze względu na prędkości jakie posiadają dane cząstki co przekłada się na ich energię kinetyczną. W jej skład wchodziłyby coraz lepiej poznawane neutrina, czy też inne hipotetyczne nadal nie poznane jeszcze cząstki.

W przypadku ciemniej materii instrument umożliwi poszukiwania śladów anihilacji hipotetycznych cząstek takich jak WIMP (Weakly Interacting Massive Particles), LSP (Lightest Supersymmetric Particle), neutralnych bozonów skalarnych i neutralino. Ta ostatnia jest rozważana w ramach rozszerzeń Modelu Standardowego o cząstki supersymetryczne. Anihilacja taka może zachodzić głównie w halo galaktycznym. W czasie anihilacji neutralina powinny powstawać promieniowanie gamma, neutrina, pozytony, antyprotony i antydeuterony. Wszystkie te produkty za wyjątkiem neutrina będzie można wykryć w postaci anormalnych pików lub struktur w spektrogramach energii pozytonów, antyprotonów i promieniowania gamma. W przypadku promieniowania gamma wytwarzanego w ten sposób, możliwymi źródłami są: centralne rejony Galaktyki, halo galaktyczne i inne galaktyki.

Około 20-30% energii uwalnianej podczas anihilacji WIMP powinno przypadać na promieniowanie gamma. Charakterystyki promieniowania powstającego na tej drodze powinny być łatwe do odróżnienia od innych źródeł. Warto tu wspomnieć, że po zakończeniu misji Teleskopu Comptona (z instrumentem EGRET), AMS-02 będzie dopiero trzecim (po satelitach AGILE i Fermi) eksperymentem wykonującym pomiary promieniowania gamma o energiach na poziomie od 20 MeV do około 300 GeV.

W przypadku antyprotonów AMS-02 dostarczy możliwości wyszukania ewentualnych sygnałów przy energii kilku GeV powstających podczas anihilacji neutralino. W przypadku pozytonów dokładne spektrogramy energii w zakresie od 2 do około 500 GeV powinny dostarczyć jednoznacznych dowodów na anihilację neutralino. Obecne pomiary dokonane za pomocą balonów stratosferycznych dopuszczają dużą swobodę interpretacji. Po trzech latach pomiarów błąd statystyczny wyniesie tylko 1% przy energii 50 GeV i około 30% przy 300 GeV. Antydeuterony natomiast powinny być lepszym markerem anihilacji neutralino niż antyprotony. Ich powstawanie podczas kolizji proton-proton powinno być znacznie rzadsze niż podczas anihilacji neutralino. Z pewnością poszukiwania antydeuteronów dostarczą obiecującego sposobu detekcji anihilacji tego typu.

Poszukiwanie egzotycznych form materii (Stranglety)
Cała otaczająca nas materia barionowa zbudowana jest z protonów i neutronów, które z kolei są tworzone przez kombinację kwarków górnych (up) i dolnych (down). Czy we Wszechświecie w naturalny sposób występuje materia w której skład oprócz wymienionych podstawowych składników znajduje się kwark dziwny (strange)?

W tym przypadku instrument może pozwolić na detekcję cząstek materii zawierającej kwarki dziwne tzw. Strange Quark Matter (SQM). Niewielkie skupiska takiej materii (ang. strangelet) powinny być złożone z kwarków górnych, dolnych i dziwnych (ang. up, down, strange). Do rej pory poszukiwania materii typu SQM w materiałach pochodzenia ziemskiego i w glebie księżycowej, a także podczas zderzeń ciężkich jonów w eksperymentach akceleratorowych nie przyniosły rezultatów. Jeśli materia SQM jest stabilna przy zerowym ciśnieniu zewnętrznym, mogłoby to oznaczać, że większość gwiazd zwartych w rzeczywistości składa się nie z materii neutronowej lecz z materii dziwnej. Przy zderzeniach takich gwiazd lub zderzeniach z ich normalnymi partnerami w układach podwójnych materia taka powinna być wyrzucana. Powstające w ten sposób fragmenty takiej materii powinny być dosyć duże, rzędu 1036 barionów. W złożonym środowisku układu podwójnego powinny jednak poruszać się po złożonych orbitach w kształcie ósemek i ulegać kolizjom. Ich skutkiem powinien być szeroki zakres wielkości skupisk SQM. Cząstki takie powinny następnie wchodzić w skład promieniowania kosmicznego. Masa takich cząstek w promieniowaniu kosmicznym jest szacowana na A = 100 – 105 (liczba masowa/barionowa). Przyspieszanie SQM powinno zachodzić tak samo jak innych cząstek promieniowania kosmicznego, główne przez fale uderzeniowe supernowych. Czas pomiędzy produkcją promieniowania kosmicznego do jego dotarcia do Ziemi jest szacowany na podstawie badań izotopów o różnym połowicznym czasie rozpadu na około 10^7 lat. W tym czasie SQM powinny oddziaływać z materią międzygwiazdową. Efekty takich oddziaływań nie są do końca znane. Uważa się jednak, że ich masa powinna się zmniejszać, osiągając również wartości poniżej progu ich stabilności. Brak detekcji powinien wskazywać, że materia taka nie może być stabilna przy zerowym ciśnieniu.

Idea poszukiwań SQM za pomocą AMS-02 polega na pomiarze ładunku, sztywności magnetycznej i szybkości cząstek. Nie istnieją żadne jądra atomowe o stosunku Z/A (liczba atomowa/liczba masowa) mniejszym od 0.3. Natomiast skupiska SQM zawierające dużą ilość kwarków dziwnych powinny charakteryzować się dużo mniejszymi wartościami stosunku Z/A. Odróżnienie SQM od zwykłych jąder atomowych umożliwiają pomiary ilorazu parametru opisującego szybkość cząstek (β=v/c) oraz stosunku energii do masy (γ = E/m). W zakresie βγ 0.3 – 2.5 pomiar może być wykonany przez system pomiaru czasu przelotu cząstek spektrometru (TOF). Przy βγ większym od 3.4 pomiar może być wykonany przez obrazujący detektor Czerenkowa (RICH). SQM może być prawidło odróżniona od normalnych jąder przy βγ pomiędzy 2.5 – 3.4.

Promieniowanie Kosmiczne
Jednym z zagrożeń podczas długotrwałych lotów załogowych jest występowanie promieniowania kosmicznego. Jak zmienia się strumień cząstek promieniowania kosmicznego w czasie? Jak najlepiej chronić przyszłe załogi podczas długotrwałych lotów kosmicznych?

Instrument będzie pracował na ISS ponad 10 lat, dzięki czemu zbierze ogromną ilość danych na temat promieniowania kosmicznego. Umożliwi długotrwałe monitorowanie jego zmian w czasie oraz precyzyjne pomiary składu, od protonów do jąder żelaza w dużym zakresie energii. Do tej pory pomiary takie były ograniczone czasem ekspozycji oraz wąskimi zakresami energii. AMS-02 pozwoli też na uniknięcie wielu błędów systematycznych. Dane te zwiększą zasób informacji na temat propagacji promieniowania kosmicznego w ośrodku międzygwiazdowym oraz na temat źródeł jego pochodzenia. Będą też istotne dla planowania długoterminowych misji załogowych.

Konstrukcja spektrometru AMS-02
Cały instrument charakteryzuje się masą około 8500 kg i objętością 64 metrów sześciennych. Pobór mocy wynosi  2500 W. Szybkość przesyłania danych wewnątrz instrumentu wynosi 10 Gb/s, a transmisja danych z instrumentu poprzez system telemetryczny ISS na Ziemię będzie przebiegać z prędkością 2 Mb/s.  W czasie trzech lat misji nominalnej pozwoli to na zgromadzenie około 200 TB danych. Instrument jest zdolny do pomiarów jąder o Z (liczba atomowa) mniejszym od około 25 przy energiach do około 1 TeV. Ponadto może wykonywać pomiary promieniowania gamma o energiach kilkuset GeV z bardzo dobrą zdolnością rozpoznawania pozycji źródła na niebie.

W instrumencie można wyróżnić następujące podsystemy:

  • Pernament Magnet (PM): magnes stały
  • Transition Radiation Detector (TRD): detektor promieniowania przejścia wspomagający detekcję wysokoenergetycznych czastek 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)

Przebieg projektu
Głównymi konstruktorami instrumentu są: Lockheed Martin (USA), Space Cryomagnetics LTD (Wielka Brytania); Arde, Inc. (USA), CAEN Aerospace (Włochy); Carlo Gavazzi Space SpA (Włochy); ISATECH Engineering GmbH (Niemcy), oraz OHB GmbH (Niemcy). Konstrukcja instrumentu rozpoczęła się w 1999r. Przybliżony koszt wyniósł około 1.5 miliarda dolarów. Detektor śladowy powstał w Szwajcarii, Transition Radiation Detector (TRD) w Niemczech, system dostarczający gaz do TRD w USA, Unique Support Structure (USS) w USA (Lockheed Martin), elektronika na Tajwanie, a poszczególne elementy detektorów w różnych państwach europejskich.

Uproszczona, prototypowa wersja instrumentu oznaczana AMS-01 poleciała podczas misji STS-91 wahadłowca Discovery w lipcu 1998r. Była to ostatnia misja wahadłowca do stacji Mir. Instrument zarejestrował miliony jąder helu, ale nie znalazł żadnego jądra antyhelu. W instrumencie tym zastosowano magnes trwały, detektor śladowy, Time-of-Flight System (TOF), Anti-Coincidence Counter (ACC) i Ring Imaging Cherenkov Detector (RICH). Podczas misji STS-91 zebrano precyzyjne informacje na temat funkcjonowania detektorów i możliwych źródłach tła na orbicie. Ponadto instrument wykonał pierwsze precyzyjne pomiary promieniowania kosmicznego o energiach na poziomie gigaeletronowoltów wokół prawie całego globu.


Zdjęcie wykonane w 1998r. z pokładu stacji Mir ukazujące ładownię wahadłowca Discovery (STS-91) ze spektrometrem AMS-01 (NASA)

W roku 2004 w Zurichu (Szwajcaria) rozpoczął się montaż AMS-02. Kalibracja instrumentu została wykonana w ośrodku CERN z użyciem synchrotronu protonów Super Proton Synchrotron (SPS) i akceleratora jonów w Gesellschaft für Schwerionenforschung (GSI) w Arheilgen niedaleko Darmstadt w Niemczech.

Po dostarczeniu do KSC przeprowadzone zostaną ostatnie testy systemów instrumentu, w tym jego systemu telemetrycznego. Wykonane zostaną też testy mechaniczne, warzenie oraz testy stabilności termicznej w komorze próżniowej. Po testach, instrument zostanie zainstalowany w ładowni wahadłowca gdy ten będzie znajdował się już na stanowisku startowym (misja STS-134). Na 80 godzin przed startem wykonane zostaną ostatnie pomiary temperatury i ciśnienie w różnych komponentach instrumentu oraz oceny jego ogólnego stanu. Następnie kable telemetryczne zostaną odłączone a ładownia wahadłowca zamknięta.

Po rozpoczęciu misji i zadokowaniu do stacji ISS AMS-02 zostanie zainstalowany na segmencie S3 kratownicy ITS S3/S4 za pomocą interfejsu PAS znajdującego się na stronie kratownicy zwróconej w stronę zenitu. Instalacja zostanie wykonana za pomocą wysięgnika wahadłowca RMS oraz wysięgnika CanadArm2.

{youtube}FJyePswhFkY{/youtube}
Animacja pokazująca instalację ładunków misji STS-134: palety ExPRESS Logistics Carrier (ELC) oraz spektrometru AMS-02 (NASA)


Miejsce na kratownicy ISS gdzie zostanie zainstalowany AMS-02 (NASA)


Wizualizacja pokazująca sposób montażu spektrometru do elementu kratownicy S3 (NASA)

Po uruchomieniu i testach instrumentu dane naukowe będą przesyłane do stacji naziemnych w Hiszpanii i Nowym Meksyku. Będą one też rejestrowane na dysku twardym na ISS jako zabezpieczenie. Następnie zostaną przygotowane do użycia w Centrum Lotów Kosmicznych im. Marschalla (Marshall Space Flight Center) w Alabamie i przesyłane do centrum operacji naukowych AMS (AMS Science Operations Center – SOC), gdzie będą archiwizowane i analizowane. Analiza danych i modelowanie detektorów będzie prowadzone również w wielu laboratoriach na świecie. Dane dotyczące funkcjonowania instrumentu będą przesyłane do centrum operacji ładunku użytecznego Payload Operations Center (POC) w CERN. POC będzie mógł też wysyłać polecenia do instrumentu dotyczące np: zmian napięcia, kontroli ciśnienia itp. Będzie też aktualizował oprogramowanie.

Instrument będzie pracował przez co najmniej trzy lata. Głównymi przyczynami starzenia się będą: utrata gazu w systemie Transition Radiation Detector (TRD) oraz ciągłe działanie pomp w tym detektorze i systemie chłodzenia, a także degradacja detektorów wywołana przez jądra o wysokich energiach. Elementy spektrometru będą też się zużywać na skutek gwałtownych zmian temperatury podczas 16 obiegów wokół Ziemi na dobę. Dodatkowo powierzchnia zewnętrznych komponentów instrumentu może też być niszczona przez odłamki orbitalne.

Według pierwotnych planów instrument miał zostać sprowadzony na Ziemię za pomocą wahadłowca. Dzięki temu analizy sposobu starzenia się detektorów zwiększyłyby wiarygodność interpretacji danych. Po naprawach, unowocześnieniu i rekalibracji instrument mógł być ponownie umieszczony na ISS. Według obecnych planów będzie jednak użytkowany do końca trwania programu ISS.

W części drugiej artykułu, która już niebawem się pojawi na naszym portalu dokładniej przyjrzymy się poszczególnym podzespołom spektrometru AMS-02.

Źródło: NASA, CERN Strony poświęcone spektrometrowi AMS-02: LINK1, LINK1, LINK1

Share.

Comments are closed.