Oddelek za fiziko

Seminar - 1. letnik, II. stopnja

Alfa magnetni spektrometer (AMS-02)

Avtorica: Tara Nanut Mentor: prof. dr. Boštjan Golob

Ljubljana, november 2011

Povzetek Alfa magnetni spektrometer AMS-02 je večnamenski detektor osnovnih delcev, ki je od 16. maja 2011 nameščen na mednarodni vesoljski postaji (ISS). Glavna fizikalna cilja sta iskanje antisnovi v vesolju in identifikacija delcev temne snovi skozi študijo sestave in fluksa kozmičnih žarkov. V primerjavi z ostalimi detektorji delcev, ki delujejo v vesolju, AMS prinaša izrazito izboljšavo v občutljivosti in natančnosti detekcije ter širšem energijskem območju. V seminarju je predstavljeno fizikalno ozadje in cilji eksperimenta, ter opis detektorja in njegovih komponent. Nazadnje so navedeni pričakovani rezultati eksperimenta v primeru potrditve omenjenih teorij.

2

Kazalo

POVZETEK .............................................................................................................................................................. 1

1. UVOD ............................................................................................................................................................ 3

2. FIZIKALNO OZADJE EKSPERIMENTA ............................................................................................................... 3

2.1. ISKANJE ANTISNOVI ....................................................................................................................................... 3 2.1.1. Sakharovi pogoji ................................................................................................................................. 3 2.1.2. Stopnja kršitve simetrije CP in vprašanje antisnovi ...................................................................... 4 2.1.3. Detekcija antisnovi ............................................................................................................................. 5

2.2. ISKANJE DELCEV TEMNE SNOVI ....................................................................................................................... 5 2.2.1. WIMP-i .................................................................................................................................................. 5 2.2.2. Detekcija temne snovi ......................................................................................................................... 6

3. DETEKTOR AMS-02 ........................................................................................................................................ 7

4. PRIČAKOVANI REZULTATI ............................................................................................................................ 11

5. ZAKLJUČEK .................................................................................................................................................. 13

LITERATURA ......................................................................................................................................................... 14

3

1. Uvod Ena pomembnejših odprtih vprašanj v fiziki in astrofiziki osnovnih delcev sta vprašanje antisnovi in iskanje delcev, ki sestavljajo temno snov. Trenutno po svetu poteka več raziskav, ki na zelo različne načine poskušajo priti do odgovorov. Najprimernejše okolje za iskanje le-teh je seveda vesolje samo. Poleg odsotnosti atmosfere, ki bi vplivala na signale, vesolje ponuja višje energije kozmičnih delcev, kot jih lahko dosežemo v trenutnih pospeševalnikih [8]. Alfa magnetni spektrometer, AMS-02, je prvi velik magnetni spektrometer, nameščen v orbiti. Po 16 letih priprav je bil maja 2011 pripeljan na Mednarodno vesoljsko postajo, kjer bo vsaj 10 let (maksimalno do konca obratovanja Mednarodne vesoljske postaje, predvidoma 18 let) z do sedaj največjo natančnostjo zbiral podatke iz kozmičnih žarkov. Osnovna cilja sta iskanje antisnovi in dokazov za temno snov, poleg tega pa bodo natančne meritve kozmičnih žarkov v širokem energijskem območju pripomogle k izboljšanemu razumevanju njihove propagacije in pospeševanja skozi Galaksijo [3,9]. AMS-02 detektira kozmične žarke z energijami med 0.5 GeV in 3 TeV [2], in sicer fotone, elektrone, protone in težja jedra, ter vse pripadajoče antidelce. Dolgoročno zajemanje podatkov (nad 10 let) bo zagotovilo detekcijo morebitnega majhnega presežka antidelcev nad pričakovanim ozadjem. Poleg tega je fluks kozmičnih žarkov odvisen od sončnega vetra, zato je pomembno, da zajemanje podatkov pokrije celoten sončni cikel, ki traja 11 let. Pričakujemo rezultate z nekaj velikostnih redov boljšo natančnostjo kot pri predhodnih eksperimentih [1]. Dodatna motivacija za eksperiment AMS so rezultati drugih raziskav, na primer eksperimenta HEAT in PAMELA, ter prototipa AMS-01. Ti so pokazali povišan tok pozitronov pri energijah nad 10 GeV, ki bi lahko bil posledica anihilacije delcev temne snovi. Rezultati teh eksperimentov so imeli preveliko statistično nezanesljivost za potrditev teorije, AMS-02 pa bo z izboljšano statistiko in neprimerno širšim energijskim spektrom lahko priskrbel dokončne dokaze.

2. Fizikalno ozadje eksperimenta

2.1. Iskanje antisnovi Splošno sprejeta teorija nastanka vesolja v Velikem poku predpostavlja, da je v začetku vesolja nastala enaka količina snovi in antisnovi. Kar opazimo z dosedanjimi eksperimenti je vesolje, zgrajeno izključno iz snovi. Če se omejimo na barione (delce sestavljene iz treh kvarkov, kot protoni) se je vesolje začelo z barionskim številom B=0 in se razvilo do današnjega stanja, kjer B>0. Vsakemu barionu namreč pripišemo barionsko število +1, antibarionu pa -1. V vseh doslej opaženih procesih v naravi se barionsko število ohranja.

2.1.1. Sakharovi pogoji Obstajajo različne teorije bariogeneze, vsem pa so skupni t.i. Sakharovi pogoji: trije pogoji za razvoj asimetričnega vesolja, kjer barioni popolnoma prevladujejo nad antibarioni [6]. Ti pogoji so:

4

Neohranitev barionskega števila: obstajati mora vsaj en proces, kjer se barionsko število ne ohranja

Kršenje simetrije CP Procesi izven termodinamičnega ravnovesja

Imejmo delec X, ki lahko razpade na dve stanji.

(i) ; barionsko število: BA, relativna pogostost razpadov: r (ii) ; barionsko število: BB, relativna pogostost razpadov: 1 – r

Hkrati potekata konjugirana procesa:

(iii) ; barionsko število: -BA, relativna pogostost razpadov:

(iv) ; barionsko število: -BB, relativna pogostost razpadov: 1 – Skupna sprememba barionskega števila ΔB je:

(1) Če želimo, da se skupno barionsko število ne ohranja, mora hkrati veljati in . Prvi pogoj je ravno kršitev simetrije CP, saj konjugirana procesa ne potekata z enako verjetnostjo. Drugi pogoj pove, da lahko X razpade v stanji z različnim barionskim številom; torej se barionsko število pri vsaj enem od procesov ne ohranja. Tretji pogoj so procesi izven termodinamičnega ravnovesja. Imejmo proces BYX , ki ne ohranja barionskega števila (B je presežek barionov). Če je proces v termodinamičnem ravnovesju, bo z enako verjetnostjo in enako hitrostjo potekal obratni proces, XBY , in vsak nastali presežek barionov se bo takoj porabil. Skupno barionsko število se ne spremeni, tudi če ga vsak proces zase ne ohranja.

2.1.2. Stopnja kršitve simetrije CP in vprašanje antisnovi Da je simetrija CP kršena v procesih šibke interakcije, je eksperimentalno potrjeno dejstvo. Vendar je taka stopnja kršitve simetrije CP dosti prešibka, da bi pripeljala do popolne asimetrije med snovjo in antisnovjo! Kršitev simetrije CP pri šibki interakciji, kot so jo izmerili v številnih eksperimentih, npr. v t.i. tovarnah mezonov B, ne zadostuje za popolno prevlado barionov nad antibarioni. To odpre dve možnosti, in s tem dve veliki nerešeni vprašanji: ali obstajajo mehanizmi izven nam znane fizike, ki vodijo v dobljeno asimetrijo, ali pa morda nekje v vesolju še vedno obstajajo domene antisnovi. Razmislimo o drugi možnosti. Če obstajajo domene antisnovi, bi na robovih teh domen potekala anihilacija s snovjo, pri čemer bi nastajali žarki gama. Vendar v spektrih žarkov gama, ki jih izmerimo iz vesolja, ne opazimo signalov, ki bi kazali na prisotnost velikih domen antisnovi; iz spektra je moč določiti zgornjo mejo za velikosti domen na 105 sončnih mas. Po drugi strani bi morale biti take domene vsaj velikosti 103 sončnih mas, da bi se ohranile do današnjih dni. Ob

5

uporabi modelov lahko iz teh mej določimo pričakovano razmerje tokov antihelija proti heliju:

10-8 do 10-6. Občutljivost detektorja AMS za /HeHe mora biti torej boljša od 10-8 če naj potrdimo oz. ovržemo to domnevo.

2.1.3. Detekcija antisnovi Pri običajnih trkih visokoenergijskih kozmičnih žarkov z medzvezdno snovjo nastajajo v majhnih količinah tudi pari elektron-pozitron in proton-antiproton, skoraj nikoli pa težja jedra (Z≥2). Pozitroni in antiprotoni v kozmičnih žarkih zaradi tega niso zanesljiv pokazatelj obstoja prvinske antisnovi. Že samo detekcija nekaj antihelijevih jeder pa bi pomenila močen dokaz za obstoj takih domen. Detekcija težjih jeder, na primer antiogljika, bi dalje dokazovala obstoj "antizvezd"; astrofizikalnih objektov, kjer poteka spajanje lažjih antijeder v težja *2+.

Graf 1: Dosedanje dosežene natančnosti pri meritvni relativnega toka , v odvisnosti od rigidnosti delca R=pc/q (gibalna

količina/naboj) [3].

2.2. Iskanje delcev temne snovi Po do sedaj znanih meritvah temna snov predstavlja 23% sestave vesolja (72% predstavlja temna energija, 5% pa nam znana barionična snov). Temna snov je snov, ki ne interagira preko elektromagnetne interakcije (npr. sestavljena iz nevtralnih delcev) in jo zato ni moč opaziti z astronomskimi metodami. Iskanje delcev, ki sestavljajo temno maso, je obširno področje fizikalnih raziskav.

2.2.1. WIMP-i Ena najbolj verjetnih teorij je, da temno maso sestavljajo t.i. WIMP-i (Weakly interactive massive particles): izredno težki delci (predvidene mase so nekaj 10 GeV do nekaj TeV) [8], ki interagirajo z običajno snovjo le prek šibke interakcije in gravitacije (oz. je sipalni presek za druge interakcije

6

manjši kot za šibko interakcijo). Zaenkrat še nobeni delci s takšnimi lastnostmi niso bili eksperimentalno odkriti, kar pa ni težko razložljivo: zaradi izredno velike mase so gostote tokov nizke, pa tudi dosedanji pospeševalniki niso dosegali dovolj visokih energij za proizvodnjo tako masivnih delcev. Trenutno je v teku več eksperimentov, ki iščejo WIMP-e, tako direktno kot indirektno. Direktna detekcija temelji na merjenju sipanja WIMP-ov na jedrih, vendar je verjetnost za tako sipanje zelo majhna zaradi narave šibke interakcije. Posredna detekcija išče produkte, ki nastanejo pri anihilaciji dveh WIMP-ov. Pri pri trku dveh WIMP-ov bi se ta anihilirala, produkti bi bili žarki gama in pari delec-antidelec (elektron-pozitron in proton-antiproton). Posledične vrhove v spektrih žarkov gama in antidelcev bi detektor z dovolj dobro ločljivostjo lahko zaznal. Med možnimi kandidati za WIMP-e je eden najbolj verjetnih supersimetrični delec, imenovan nevtralino. Nevtralini so napovedani v razširitvah Standardnega modela osnovnih delcev, v teoriji supersimetrije. Vsi osnovni delci Standardnega modela imajo po tej teoriji supersimetrične partnerje, ki jim pripišemo t.i. parnost R=+1. Delci Standardnega modela imajo R=-1. Najlažji nevtralino je hkrati najlažji supersimetrični delec. Če naj se parnost R ohranja, le-ta ne more razpasti v lažja stanja (je stabilen). Možna je edino anihilacija para nevtralinov v žarke gama in pare elektron-pozitron, proton-antiproton. S tem postane odličen kandidat za temno snov.

2.2.2. Detekcija temne snovi V spektru kozmičnih žarkov so prisotni antidelci iz t.i. sekundarnih izvorov, to je običajnih trkih visokoenergijskih kozmičnih žarkov z medzvezdno snovjo (npr. antiprotoni so prisotni v stalnem

razmerju pp / =10-4). Spektri antidelcev iz teh sekundarnih izvorov imajo dobro določeno

karakteristično obliko, in sicer padajo kot gladka funkcija naraščajoče energije. Predhodniki eksperimenta AMS-02, na primer eksperiment PAMELA, so pokazali zanimivost v spektru pozitronov: pri energijah nad 10 GeV je tok pozitronov povečan, česar se ne da razložiti s sekundarno produkcijo. Dodatni pozitroni bi lahko nastali pri anihilaciji delcev temne snovi. Vendar ti eksperimenti niso pokazali nikakršnih posebnosti v toku antiprotonov; spekter je konsistenten z modelom sekundarne proizvodnje. V večini modelov temne snovi sta presežka pozitronov in antiprotonov korelirana, zato rezultati teh eksperimentov niso dovolj za trdne zaključke. Poleg tega je dosedaj raziskan energijski spekter zelo omejen; npr. PAMELA je zajemala pozitrone in antiprotone le do energij ~100 GeV.

7

Graf 2: Graf prikazuje relativni tok pozitronov, izmerjen z eksperimentom PAMELA. Polna črta predstavlja pričakovan tok iz

sekundarne proizvodnje (trkov kozmičnih žarkov s snovjo) [10].

Detektor AMS-02 išče dokaze o anihilaciji WIMP-ov v galaktičnem haloju v obliki povečanih tokov pozitronov pri visokih energijah ter antiprotonov in antidevteronov pri nižjih energijah (pri energijah pod 2 GeV za antiprotone oz. 3 GeV za antidevterone je gostota tokov teh delcev iz sekundarnih izvorov izredno nizka. Spekter antidelcev iz anihilacije temne snovi pri teh energijah nima tako močnega padca) *2+. V primerjavi s predhodnimi eksperimenti bo AMS razširil energijsko področje raziskav do reda velikosti TeV.

3. Detektor AMS-02 Za natančno detekcijo in identifikacijo delcev kozmičnih žarkov AMS-02 uporablja skupino večih detektorjev, ki zagotavljajo natančne meritve električnega naboja, hitrosti, energije in rigidnosti (kvocient gibalne količine in naboja) R=pc/Ze. Določene količine (na primer naboj) neodvisno izmeri več detektorjev, kar dodatno zniža možnost napake pri identifikaciji delca. Osnovnih šest komponent detektorja je predstavljenih na Sliki 1: permanentni magnet v jedru detektorja polprevodniški detektor sledi (STD) detektor prehodnega sevanja (TRD) merilec časa preleta (TOF) detektor obročev Čerenkova (RICH) elektromagnetni kalorimeter (ECAL)

8

Slika 1: Posamezne komponente detektorja AMS-02 [3].

3.1. Komponente detektorja Permanentni magnet: ukrivi tir delcev.

Sprva je bil predviden dipolni superprevodni magnet, vendar so ga morali tik pred transportom v ZDA na lansiranje zaradi težav z uhajanjem tekočega helija zamenjati za Nd2Fe14B permanenten magnet, ki proizvaja magnetno polje gostote 0.15 T. Permanentni magnet je tudi bolj primerna izbira za trenutno načrtovani čas delovanja detektorja (nad 10 let). Polprevodniški detektor sledi ("silicon tracker"): sledi trajektoriji nabitih delcev v

magnetnem polju. Osnova detektorja so dvostranski silicijevi mikropasovni senzorji na razdalji približno 50 µm *9]. Skupno pokrivajo aktivno površino 6.2 m2. Pri preletu delca skozi detektor se sprostijo pari elektron-vrzel; na podlagi naboja na posameznih pasovih detektor določi pozicijo delca na osmih različnim mestih z natančnostjo 10 μm. Meritev trajektorije omogoča določitev vpadne smeri in gibalne količine (ukrivljenost tira v magnetnem polju) ter takoj določi predznak naboja delca. Končno STD (poleg TOF in RICH) z meritvijo specifične ionizacije dE/dx določi tudi absolutni naboj (Z) delca, in sicer za jedra do Z=26 [2]. Detektor prehodnega sevanja ("transition radiation detector"): je detektor za

identifikacijo delcev.

9

Delci, ki imajo enak naboj in gibalno količino, vendar različno maso, vseeno dajo v polprevodniškem detektorju sledi enak signal, zato jih je potrebno naknadno ločiti. Najpomembnejša naloga detektorja prehodnega sevanja je ločiti med pozitroni in protoni. Slednji namrec predstavljajo najbolj problematično ozadje pri natančnih meritvah toka pozitronov. Detektor je sestavljen iz cilindričnih kondenzatorjev premera 6 mm, razporejenih v 20 plasti. Cevi so polnjene z mešanico Xe/CO2 v razmerju 80:20 . Med cevmi se nahaja veliko število tankih plasti umetne snovi, v kateri nabiti delci sevajo prehodno sevanje. Prehodno sevanje nastane pri prehodu ultrarelativističnih delcev čez mejo sredstev z različnim lomnim količnikom. Energija, ki jo delec izgubi v obliki sevanja, je odvisna od Lorentzovega faktorja γ = E / mc2; to omogoča detektorju ločiti med delci z enako energijo, vendar različno maso. Zaradi velikega števila zaporednih prehodov med snovmi pride do interferenčnega učinka pri sevanju. Posledica je, da elektroni pri preletu skozi detektor sevajo rentgenske žarke, težji delci (protoni) pa ne. Fotoni, ki se izsevajo, povzročijo razelektritev v mešanici plina, kar detektor pretvori v signal. Merilec časa preleta ("time of flight")

Kot pove ime, ta detektor meri čas preleta nabitega delca med dvema točkama, s tem pa določa njegovo hitrost oz. β=v/c. Detektor je sestavljen iz štirih plasti scintilatorskih števcev; dva sta nameščena pod magnetom, dva pa nad njim. Vmesna razdalja je približno 1.2 m. Ko nabit delec prileti v scintilator, vzbudi scintilacije, t.j. vzbujanje molekul snovi, ki energijo oddajo v obliki (predvsem vidne in UV) svetlobe. Svetlobo detektirajo s pomočjo fotopomnoževalk. Natančnost posameznega števca dosega 160 ps. Skupna natančnost meritve parametra β=v/c je 3% *2+. Upoštevajoč razdaljo med ploščami (1.2 m), lahko meri hitrosti do 98% svetlobne hitrosti. Moč svetlobnega pulza iz scintilatorja omogoča določitev absolutnega naboja delca, in sicer do Z=20 [1]. Števec obročev Čerenkova ("ring imaging Cherenkov counter")

Kozmični žarki se večinoma gibljejo z ultrarelativističnimi hitrostmi, zato je smiselno pričakovati, da bodo pri preletu skozi primeren detektor dosegli višje hitrosti od fazne svetlobne hitrosti v tem sredstvu in pri tem oddajali sevanje Čerenkova. Delci sevajo stožec Čerenkove svetlobe, katerega vrhni kot je odvisen od hitrosti β=v/c, v ploščicah aerogela z lomnim količnikom 1.035, ter ploščicah iz natrijevega fluorida z lomnim količnikom 1.336. To omogoča meritve hitrosti, večje od 0.953c oz. 0.75c, kjer je c svetlobna hitrost v vakuumu. Za radiatorjem je 45 cm vakuuma, v katerem se svetlobni stožec širi. Dodatno zrcalo fokusira svetlobo na občutljivo površino z večanodnimi fotopomnoževalkami, ki zaznajo tudi mesto vpada fotonov. Iz pozicije fotonov lahko izračunajo vrhni kot stožca Čerenkovega sevanja. Izračunana hitrost β=v/c dosega izjemno natančnost 0.1%. Skupaj s podatki ostalih detektorjev se lahko določi masa delca. Velika natančnost meritve hitrosti, ki jo ponuja števec Čerenkova, omogoča ločevanje nabitih izotopov. Meritev števila zajetih fotonov dodatno omogoča določitev naboja delca do Z=26 [1].

10

Elektromagnetni kalorimeter ("electromagnetic calorimeter"): loči protone od

pozitronov (in antiprotone od elektronov) ter izmeri energijo delca. Kalorimeter sestavlja 9 superplasti; vsaka je narejena iz več plasti svinčeve folije, prepletene z scintilacijskimi vlakni. Vlakna so po plasteh izmenjujoče orientirana v pravokotnih smereh. V svincu povzročijo vpadni elektroni, pozitroni ali fotoni elektromagnetni plaz, ki povzroča scintilacije v vlaknih. Količina svetlobe je sorazmerna energiji vpadnih delcev. Protoni in težji delci v kalorimetru sprožijo plaz preko močnih interakcij z jedri svinca. Ta je drugačne oblike kot elektromagnetni plaz (elektromagnetni plaz sestavljajo predvsem fotoni, ki jih elektroni in pozitroni izsevajo zaradi zavornega sevanja, medtem ko hadronski plaz predstavljajo hadroni nižjih energij). Na podlagi oblike in sestave plazu kalorimeter loči med elektroni in hadroni z natančnostjo 10-4. Kot že povedano, lahko različni delci v posameznem detektorju pustijo enako sled. Vse naštete komponente skupno omogočajo natančno identifikacijo delcev in meritve izbranih količin. Slika 2 shematsko prikazuje signale različnih delcev v posameznih detektorjih.

Slika 2: Shema sledi delcev v detektorjih[4].

11

3.2. Povzetek poglavja V tabeli 1 so zbrani podatki iz tega poglavja o načinu in natančnosti merjenja glavnih merjenih

količin, ter pri ločevanju e+/p, /HeHe .

Količina Detektorji Natančnost (Δx/x)

Hitrost (β=v/c) TOF, RICH 3 × 10-2

za TOF, 10-3

za RICH

Naboj (Ze) STD, TOF, RICH

Rigidnost (R=pc(Ze) STD 1.5 × 10-2

dE/dx STD, TOF, TRD ~10-2

Ločitev e+/p ECAL, TRD skupno 10-6 1

Ločitev /HeHe STD 10-9

Tabela 1: Natančnosti pri meritvi posamezne količine in detektorji, ki meritev izvajajo.

4. Pričakovani rezultati Dosežene natančnosti zadoščajo za preverjanje teorij, opisanih v poglavju Fizikalno ozadje eksperimenta. S širokim energijski spektrom in resolucijo energije približno 2% bo AMS-02 podrobno raziskal pojav presežka pozitronov. Skupaj z meritvami spektra antiprotonov bodo simulacije pokazale, ali dobljeni rezultati ustrezajo modelu nevtralina kot delca temne mase, ter določili njegovo maso (glej grafa 3 in 4).

Graf 3: Graf prikazuje predvden delež pozitronov pri različnih masah nevtralina (polni krogi) po 10ih letih meritev na AMS.

Prazni krogi prikazujejo podatke, pridobljene iz predhodnih eksperimentov, kjer je viden rahel presežek toka pozitronov nad

pričakovanim (iz sekundarnih izvorov – polna črta) pri energijah 10-100 GeV [3].

1 To pomeni, da je lahko eden od 106 identificiranih pozitronov v resnici proton.

12

Graf 4: Graf prikazuje pričakovano razmerje antiprotonov in protonov. Modri krogi predstavljajo predvideno ozadje iz

sekundarnih izvorov, zeleni pa meritve, pridobljene z detektorjem AMS-02 v 10ih letih, v modelu z maso nevtralina mχ=840 GeV

[3].

V 18 letih bo ekperiment zabeležil okoli 109 He jeder. To pomeni, da lahko zazna razmerje

/HeHe do okoli 10-9, kar omogoča preverjanje intervala možnih relativnih tokov v okviru modelov domen antisnovi (kot opisano v uvodnih razdelkih).

Graf 5: Graf prikazuje natančnost pri meritvi relativnega toka pri predhodnih eksperimentih in z detektorjem AMS-02

[3].

13

5. Zaključek V več kot 10ih letih delovanja na Mednarodni vesoljski postaji bo detektor AMS-02 zbiral podatke o sestavi in fluksu kozmičnih žarkov. Izmeril bo spekter kozmičnih žarkov do energij nekaj TeV, kar je izrazita izboljšava v primerjavi s prejšnjimi eksperimenti. Opisana sestava detektorja omogoča meritve z veliko natančnostjo in zanesljivo statistiko. Namestitev v vesolju zagotavlja optimalno okolje za meritve kozmičnih žarkov. Podatki, pridobljeni z detektorjem AMS-02, bodo razširili obstoječe znanje o temni snovi in morebiti identificirali delec, ki jo sestavlja. AMS bo poskusil najti odgovor na vprašanje, kaj se je zgodilo s prvinsko antisnovjo: najti dokaze, da obstajajo v vesolju področja, kjer je akumulirana antisnov, ali razumeti fizikalne principe, ki so pripeljali do popolne anihilacije antisnovi. Nenazadnje bo AMS poglobil znanje in razumevanje mehanizma propagacije kozmičnih žarkov, kar je predpogoj za morebitne polete človeka globlje v vesolje.

14

Literatura [1] J. Casaus. The AMS-02 experiment on the ISS (2009). J. Phys.:Conf. Ser. 171 012045 [2] C.H. Chung. Astroparticle physics with AMS-02. ams.cern.ch/AMS/Talks/Chung_EPS13_proc.pdf (2.11.2011) [3] A. Kounine. Status of the AMS experiment. arXiv:1009.5349 [astro-ph.HE] (2010) [4] ams.cern.ch/AMS/Talks/llwi0203talk.ppt (22.11.2011) [5] J.R. Primack. Weakly interacting massive particle (WIMP). AccessScience@McGraw-Hill, DOI 10.1036/1097-8542.742250 [6] D.V. Perepelitsa. Sakharov conditions for baryogenesis. Columbia University, Department of Physics: phys.columbia.edu/~dvp/dvp-sakharov.pdf (30.10.2011) [7] J.M. Cline. Baryogenesis. hep-ph/060914 (2996) [8] A. Slosar. Kozmologija. www.slosar.com/aslosar/kos06.pdf (2.11.2011)

[9] www.ams02.org/ (3.11.2011)

[10] O. Adriani et al. Observation of an anomalous positron abundance in the cosmic Radiation. arXiv:0810.4995v1 [astro-ph] (2008)