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L’esperimento AMS-02 Adriano-Costantino Pigna Presentazione per il corso di Rivelatori Per La Fisica Delle Alte Energie

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L’esperimento AMS-02

Adriano-Costantino Pigna

Presentazione per il corso di Rivelatori Per La Fisica Delle Alte Energie

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• Introduzione all’esperimento

• Analisi dei rivelatori utilizzati

–TRD

–TOF

–Spettrometro magnetico

–RICH

–ECAL

– TAS

– Star Tracker

– Elettronica

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IntroduzIone all’esperImento

AMS-02 (Alpha MagneticSpectrometer) è un rilevatore di particelle progettato per operare all'esterno della Stazione Spaziale Internazionale, dove sfrutterà le condizioni uniche dello spazio per studiare l'universo e le sue origini, cercando antimateria e materia oscura attraverso misure di precisione della composizione e del flusso dei raggi cosmici.

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AMS-02 sarà in orbita intorno alla Terra sulla ISS ad un’altezza di circa 300 chilometri e studierà con un livello di accuratezza mai raggiunto prima (una parte su dieci miliardi), la composizione dei raggi cosmici primari, indagando nuove frontiere nel campo della fisica delle particelle alla caccia dell’antimateria primordiale e della vera natura della materia oscura.

AMS-02 raccoglierà centinaia di milioni di raggi cosmici primari .Il nucleo dello spettrometro è un grande magnete che deve misurare il segno della carica di ogni particella che passa attraverso lo strumento: AMS raccoglierà dati senza mai fermarsi per anni, producendo un flusso di dati di 7 Gigabits al secondo che saranno ridotti a 2 Mbs average ofdownlink bandwidth dopo una procedura online.Le osservazioni di AMS-02 contribuiranno a rispondere ad alcune domande fondamentali, per esempio: “Da che cosa è composta la materia invisibile dell’Universo?” o “Che cosa è successo all’antimateria primordiale?”

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I raggi cosmici sono flussi di particelle di alta energia accelerate da sorgenti astronomiche galattiche o extragalattiche che incidono sulla superficie terrestre arrivando da ogni direzione dello spazio. Quando il flusso continuo di raggi cosmici raggiunge la nostra atmosfera, le particelle si moltiplicano grazie ad interazioni successive con atomi e molecole che compongono l’atmosfera, creando vere e proprie cascate di particelle secondarie.

Lo spettro dei raggi cosmici è descritto da una legge di potenza nella forma

EdE

dN

5.2

1.3

7.2

per energie E≤1016 eV

per energie 1016≤E≤1019 eV

per energie E≥1019 eV

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Analisi dei rivelatori utilizzati

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TRDRivelatore a radiazione di transizione

Ogni volta che una particella carica incontra una discontinuità nell’indice di rifrazione nell’attraversamento di una superficie di separazione tra due mezzi ho la cosiddetta radiazione di transizione.

medium vacuum

electron

• θemissione ~ 1/γ la radiazione è emessa molto collimata alla traccia della particella carica

• L’energia irraggiata ad ogni superficie di separazione è

dove è la frequenza di plasma.

pW 3

1

e

ep

m

eN

0

2

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• i radiatori devono essere a basso Z per evitare di riassorbire i fotoni emessi, visto che l’effetto fotoelettrico va come Z5.• ci devono essere molte superfici di separazione visto che il numero di fotoni emessi ad ogni superficie di separazione è piccolo (proporzionale a 1/137). • lo spessore dei radiatori deve essere ≥ della lunghezza di formazione D. D è data da D=γc/ωp e per radiatori plastici con γ~1000 è dell’ordine di grandezza di qualche μm.

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Alle alte energie il TRD discrimina un protone da un elettrone: quest’ultimo emette raggi X quando attraversa il rivelatore; un protone non li emette. Siccome la probabilità di emissione è scarsa le interfacce incontrate dal raggio X devono essere molte e per questo motivo in AMS-02 si usa una schiuma di polietilene che contiene numerosi “buchi”.I raggi X emessi sono rivelati grazie alla ionizzazione di una miscela di gas 80% Xe e 20% CO₂ in un forte campo elettrico. Questa cascata avviene in prossimità dei fili anodici che si trovano al centro degli straw tubes. Il cambiamento della corrente causato dalla valanga induce un segnale elettrico poi decodificato dall’elettronica posta ai capi del filo. Il contributo dei raggi X si somma al segnale standard di ionizzazione indotto da tutte le particelle cariche che attraversano il gas (simile a quello rilasciato dai raggi X ma di minore intensità). Solo e+ ed e- presentano questo doppio contributo al segnale di ionizzazione.

TRD di AMS-02

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TRD di AMS-02

Come è costruito

Il TRD, che si trova sopra la camera a vuoto del magnete, è costituito da 328 moduli, ognuno dei quali ha a sua volta 16 strawtubes. I moduli sono organizzati in 20 strati. Ogni modulo contiene:

1) 20 mm di radiatori in fibra sintetica di polipropilene/polietilene a 0.06 g/cm³, per aumentare il numero di fotoni emessi.2) 16 tube straw riempiti con una miscela di Xe:CO₂ (80%:20%) a 1.600 V (in regime di piena valanga), miscela particolarmente efficiente nella conversione dei raggi X.

Costruire gli straw tubes è piuttosto difficile, soprattutto perché devono essere saldati in condizioni di vuoto: 10.000 pezzi diversi che vanno uniti insieme con la colla e, una volta spediti nello spazio, non devono né avere perdite né incrinarsi per molti anni.

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• La miscela Xe:CO₂ del TRD deve essere regolata con attenzione. Il contenuto di Xenon deve essere dell’80% con un’accuratezza migliore dell’ 1%; le contaminazioni devono essere assenti (per esempio fluorocarburi o ossigeno devono essere meno di una parte su un milione). Complessivamente il rivelatore non deve avere perdite perciò la pressione deve essere monitorata costantemente.

• Per mantenere il rivelatore pieno di gas pulito, è previsto un sistema di ricircolo: 100 libbre di xenon e 5 di CO₂, contenute in leggere bottiglie, che accompagneranno il TRD nello spazio. Una rete di valvole e sensori di pressione permette di inserire nei 300 litri del rivelatore, 7 litri al giorno di miscela Xe:CO₂ (80%:20%). Una volta nel TRD, il gas fluisce in un circuito chiuso, dove pompe, valvole e dispositivi per l’analisi della CO₂, ne controllano le proprietà.

Gas System della TRD

Xenon

CO2

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Toftime of flight system

Se 2 particelle di massa m1 ed m2 hanno lo stesso impulso e percorrono la stessa distanza L la differenza di tempo t1-t2=Δt sarà :

22

212

2222

2221

21 2/1/1

11mm

p

Lcpcmpcm

c

L

c

Lt

ovviamente per particelle relativistiche.

Usando una scala logaritmica abbiamo:

2

22

21

2lnlnln

p

Lcmmt

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• Triggermi da il segnale che fa partire l’acquisizione dei dati provenienti dai vari subdetectors.

• Rivela il punto di passaggio di una particella

• Consente di calcolare βdella particella e quindi la sua massa

Il ToF di AMS può raggiungere una precisione di 150 ps. Considerando che la distanza tra la parte superiore del ToF e quella inferiore è circa 1.2 m, una precisione del genere consente allo strumento di misurare la velocità di particelle fino al 98% della velocità della luce.

start stop

ZeRm

Ze

m

Ze

pR

c

L

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TOF di AMS-02Il TOF System di AMS-02 è formato da:

• 4 piani formati da scintillatori BICRON B408 disposti sia lungo x che lungo y per una ricostruzione completa della traccia• 2-3 fototubi per scintillatore• Guide di luce in plexiglass• Fotomoltiplicatori

Partendo dall’alto, i quattro piani contengono 8, 8, 10 e 8 paddle a scintillazione. Un paddle del ToF è formata da uno scintillatore di poliviniltoluene a forma rettangolare di dimensioni 1×12×120 cm3. Attraverso guide di luce gli scintillatori sono accoppiati alle estremità a 4 o 6 fotomoltiplicatori.

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ACC AntiCoincidence CounterI raggi cosmici arrivano da tutte le parti, ma AMS analizza solo le particelle che attraversano l’intero strumento da cima a fondo: l’ACC respinge quelle particelle, ad alto angolo di incidenza, che non potrebbero essere misurate accuratamente.

Inoltre l’ACC è essenziale nella caccia all’antimateria: i nuclei di alta energia che incidono sul magnete possono interagire, producendo altre particelle che disturbano il lavoro del Tracker nel riconoscimento delle tracce. Poiché questi eventi costitiscono un background significativo nella ricerca dei deboli segnali di antimateria, l’ACC è stato progettato per rifiutare tali interazioni

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ACC AntiCoincidence CounterL’ACC assomiglia a un barile, fatto di contatori a scintillazione, che circonda il Tracker. Per la geometria del sistema, una particella che incide verticalemente darà un segnale nel ToF e non sull’ACC; viceversa una particella orizzontale darà un segnale sull’ACC e non nel ToF. La logica per registrare un evento è:ToF e non ACC. Fatte salve due situazioni particolari:

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ACC AntiCoincidence Counter

1) ione incidente (high-Z particle): quando lo ione che attraversa la materia è accompagnato dalla produzione di elettroni, i cosiddetti raggi δ (nella figura al centro). Questi elettroni possono facilmente colpire l’ACC; per trattenere comunque gli ioni il sistema di veto dell’ACC è disabilitato in questo caso.2) conversione elettrone/positrone sull’ECAL: quando una particella rilascia energia nella parete protettiva di ECAL, vengono prodotte particelle (all’estrema destra in figura). Queste particelle potrebbero uscire dalla superficie del calorimetro e colpire l’ACC. La condizione di trigger in questo caso dovrebbe essere: ToF e non più di 4 paddle dell’ACC colpiti.

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ACC AntiCoincidence Counter

L’ACC è costituito da sedici paddle organizzati in un cilindro che circonda il Tracker. La luce che arriva dai paddle a scintillazione è raccolta da fibre WLS di 1 mm di diametro. Alle due estremità del paddle, le fibre si congiungono in 2 mazzi di 37 fibre ciscuno ai connettori che si trovano sulle flange a forma di cono della camera a vuoto del magnete. Da questi connettori la luce viene convogliata, attraverso fibre luminose, ad otto PMT montati sul bordo della camera a vuoto.L’altissima efficienza e l’alto grado di omogeneità delle fibre a scintillazione, garantiscono rapidità e affidabilità del sistema di veto dell’ACC per particelle a grande inclinazione.

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Spettrometro MagneticoLa legge fisica alla base di ogni spettrometro è la Forza di Lorentz

fascio

targhetta

Camere per trovare le tracce

xy

z

Bpm

q

dt

pd

Con |p| costante.

La forma di questa equazione cioè dp/dt ortogonale a p ed a B implica moto circolare.

Il raggio di curvatura della traiettoria è dato da

ρ=(p/qB)

Definendo la rigidità della

particella come R=p/qHo la semplice relazione

R=ρBPoiché il Tracker misura la curvatura (tramite il metodo della sagitta), la rigidità può essere calcolata facilmente.

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Spettrometro Magnetico: il TrackerIl Tracker misura con precisione la rigidità delle particelle che attraversano il magnete. Più alta è l’energia della particella, minore è la sua curvatura.Il Tracker è l’unico rivelatore in grado di discriminare direttamente materia e antimateria, a partire dal segno della carica: infatti la direzione di curvatura di una particella negativa è opposta a quella di una particella positiva.Misurando la traiettoria di una particella si risale anche alla sua direzione di provenienza e al suo momento.

La direzione di provenienza è particolarmente utile soprattutto a basse energie, permettendoci di distinguere le particelle intrappolate nel campo geomagnetico dai veri e propri raggi cosmici.

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Spettrometro Magnetico: il TrackerIl Tracker al silicio misura il passaggio di una particella in 8 diverse posizioni lungo la traccia, con una precisione di 10 µm. Il raggio della migliore traiettoria circolareche passa attraverso gli 8 punti rappresenta la curvatura della particella(i 2 piani esterni hanno un solo piano di lettura, mentre i 3 piani interni hanno 2 piani di lettura).

L’elemento fondamentale del Tracker di AMS è il double-sided micro-strip sensor. Questo sensore ha un substrato di silicio purissimo drogato, spesso 300 μm, ai cui lati sono avvolte ortogonalmente delle sottili strisce di alluminio (distanti circa 50 µm).

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Spettrometro Magnetico: il TTCSCon un’area sensibile effettiva di 6.2 m2, il Silicon Tracker di AMS è costitutito da 2.264 double-sided Silicon sensor (72×41 mm2, spessore: 300 µm) assemblati in 192 unità di read-out, i ladder, per un totale di 200.000 canali di read-out. L’elettronica di read-outconsuma molto poco (∼ 0.7 mW per canale), ha bassissimo rumore e un ampio range dinamico. Tutti i canali del Tracker insieme generano un calore di circa 200 W che deve essere rimosso e tenuto sotto controllo: per questo il Tracker è dotato di un sistema di raffreddamento il Tracker Thermal Control System (TTCS).Nello spazio il miglior modo per raffreddare gli strumenti è di trasferire il loro calore a un radiatore. AMS è dotato di grandi radiatori disposti ai due lati dell’esperimento, che possono irradiare più di 2.000 W. Per accoppiare il Tracker ai radiatori principali di AMS si usa il TTCS. L’elettronica front-end del Tracker è connessa tramite barre termiche a due cooling loops riempiti di CO₂ liquida ad alta pressione. La CO₂ assorbe il calore innescando una transizione di fase liquido/gassosa. Il tubo è accoppiato termicamente ai radiatori ed è raffreddato facendo ritornare la CO₂ alla fase liquida.

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Spettrometro Magnetico: il magneteIl sistema magnetico a superconduzione di AMS consta di 14 bobine superconduttrici, un contenitore di elio superfluido e un sistema di criogenia, il tutto racchiuso in una camera a vuoto.

Le due bobine più grandi, le bobine di dipolo, generano il campo magnetico principale, mentre le bobine laterali chiudono il campo minimizzando le deviazioni del campo al di fuori del magnete e rendendo complessivamente nullo il momento di dipolo del sistema magnetico. In questo modo si evitano le sgradevoli forze di torsione sulla ISS che risulterebbero dalle interazioni del campo di AMS con il campo magnetico terrestre.

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Spettrometro Magnetico: il magneteLe bobine sono costituite da minuscoli filamenti di 22.4 μm di diametro di neodimio e titanio, in grado di trasportare corrente con resistività nulla. Le due bobine del dipolo contano 3.360 giri l’una. Quando il magnete è carico i due grandi dipoli subiscono un’attrazione netta l’uno verso l’altro di circa 250 tons, forza che è sopportata da una struttura meccanica adeguata.Il magnete risulta operativo in fase superconduttrice ad una temperatura di 1.8 K, temperatura ottenuta sfruttando il potere criogenico di 2.500 litri di elio superfluido immagazzinati in un contenitore toroidale. Purtroppo, a causa degli inevitabili carichi di calore, l’elio è soggetto a riscaldamento ed è destinato a evaporare gradualmente. L’evaporazione dell’elio determina la durata dell’esperimento AMS con magnete superconduttore, stimata da progetto in 3 anni circa. Per poter mantenere l’elio superfluido sufficientemente freddo e garantire la massima durata di vita al magnete superconduttore, è stato quindi sviluppato un complesso sistema di criogenia che comprende: un separatore gas-liquido passivo , dei Cryocoolers, delle pompe termo-meccaniche e altre componenti.

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RICHLa radiazione Cerenkov e’ emessa ogniqualvolta una particella caricaattraversa un mezzo (dielettrico) con velocita’ βc=v>c/n, dove v e’ la velocita’ della particella e n l’indice di rifrazione del mezzo.

Intuitivamente: la particella incidente polarizza il dielettrico gliatomi diventano dei dipoli. Se β>1/n momento di dipolo elettrico emissione di radiazione.

<1/n >1/n

L’ angolo di emissione θC puo’ essere interpretato qualitativamentecome un’onda d’urto come succede per un aereo supersonico.

C

lpart=ct

llight=(c/n)t

wave front

1)(with1

cos

nnn

C

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RICHRing Imaging Čerenkov Counters ( RICH )

I RICH misurano l’angolo θC intersecando il cono di luce Cerenkov con un piano fotosensibile.

Radiatore

Specchio conico

Matrice di fotomoltiplicatori

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RICH

Il radiatore, che emette radiazione Cherenkov, è un dodecaedro con diametro interno tangente di 118.5 cm; un array spesso 2.7 cm di mattonelle in aerogel, con un indice di rifrazione compreso tra 1.03 e 1.05 circonda una zona centrale di 35×35 cm2 dove si trovano due radiatori spessi 5 mm al floruro di sodio (NaF); l’indice di rifrazione dell’NaF è pari a 1.335. Una tale combinazione di radiatori ottimizza l’accettanza complessiva del contatore, perché i fotoni irradiati dall’NaF in coni larghi, cadranno entro l’area di rivelazione. Proprio per questo il piano di rivelazione ha un’area di 64×64 cm2 vuota al centro, corrispondente all’area attiva dell’ECAL sottostante.

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RICHAll’esterno del foro di ECAL, ci sono 680 fotomoltiplicatori 4×4 multi anodo (con un guadagno di 106 a 800 V) sono disposti in modo da coprire la superficie circolare di 134 cm di diametro alla base dello specchio conico.Il radiatore e il piano rivelatore sono racchiusi da una struttura conica riflettente multistrato che giace su un substrato in fibra di carbonio rinforzato alto 47 cm. Lo specchio aumenta l’accettanza del RICH perché riflette i fotoni ad alto angolo di inclinazione ed espande a sufficienza l’anello di drift dei fotoni. Il RICH misura la quantità β con una risoluzione dello 0.1% per particelle a carica unitaria e dello 0.01% per gli ioni.Sotto il RICH c’è un altro rivelatore, il calorimetro elettromagnetico ECAL. Per non alterare le misure di energia di ECAL, è stato necessario minimizzare i materiali; il RICH compensa il buco grazie a una particolare combinazione dei materiali dei rivelatori: i coni di luce prodotti dal radiatore centrale sono più grandi di quelli prodotti nell’aerogel e di conseguenza i primi hanno una probabilità maggiore di essere raccolti sul piano dei tubi fotomoltiplicatori.

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ECALIl calorimetro non è altro che un blocco di materiale strumentato che risponde in maniera proporzionale all’energia della particella che lo attraversa. È di conseguenza uno strumento essenzialmente usato per misurare E. Misurare l’energia di una particella tramite un calorimetro è un metodo distruttivo, poiché la particella viene assorbita dal calorimetro sta alla fine degli apparati sperimentali.

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ECALI processi dominanti di interazione radiazione-materia per

particelle di alta energia sono

Bremmstrahlung Produzione di coppie

Z,A

Sciame elettromagnetico

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ECAL Sciame elettromagneticoCaratteristiche di uno sciame elettromagnetico

Sviluppo longitudinale

Massimo dello sciame

Contenimento longitudinale

tetdt

dE

2ln

1ln 0

max

CE

Et

6.908.0max%95 Ztt

Ec è l’energia critica

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ECAL di AMS-02

Il calorimetro è un pancake di 9 super-strati per un’area attiva di 648×648 mm2 e uno spessore di 166.5 mm. Ogni superstrato è spesso 18.5 mm ed è fatto di 11 lamine scanalate di piombo spesse 1 mm l’una, intercalati con strati di fibre a scintillazione da 1mm di diametro, incollate insieme da una resina epossidica. La capacità di imaging del rivelatore si ottiene sovrapponendo i superstrati alternati alle fibre parallelamente all’ asse x (4 layers) e all’asse y (5 layers). Il pancake ha una densità media di 6.9 g/cm³ e un peso totale di 496 kg.

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ECAL di AMS-02

Quindi ECAL di AMS-02 è un calorimetro a samplingche, grazie ai superlayers, consente una ricostruzione in 3-D dello sciame prodottoa 18 diversi livelli di profondità.

Queste misure forniscono una descrizione completa della forma longitudinale e trasversale dello sciame e permettono così di distinguere uno sciami di positroni da sciami di protoni. Quando incidono e+, e- o γ poco energetici (sotto 1 TeV), lo sciame elettromagnetico sta tutto nell’ECAL e il segno complessivo è proporzionale all’energia della particella.

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ECAL di AMS-02: risoluzione

La risoluzione di un calorimetro è data da:

0

1)(

X

d

EE

E

dove:

d = distanza tra gli scintillatori (cioè tra i detector)

X0 = lunghezza di radiazione

La risoluzione prevista per l’ECAL nel caso di elettroni è

che migliora all’aumentare dell’energia della particella incidente

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Altri elementi: il tasE’ fondamentale conoscere la posizione esatta di tutti i piani di rivelazione, e dei moduli che li compongono in modo da non commettere errori sistematici nella valutazione delle coordinate di attraversamento.

Il Tracker di AMS è stato accuratamente allineato con un un fascio stretto di protoni monocromaticiestratti dall’acceleratore di particelle SPS del CERN. Il fascio è stato fatto incidere su AMS sotto diverse angolazioni (più di 600 diverse posizioni). La procedura di allineamento consiste nella determinazione delle costanti di rotazione e traslazione di tutti i moduli del tracciatore utilizzando il fascio di protoni come riferimento assoluto.

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Altri elementi: il tasNello spazio i rapidi cambiamenti delle condizioni termiche dovute all’orbita della ISS, che ha un’orbita di soli 90 minuti, possono indurre deformazioni meccaniche sui piani del tracciatore introducendo disallineamenti fra i moduli. Questi eventuali disallineamenti possono generare errori sistematici che possono modificare la valutazione della rigidità.Il sistema TAS consente un rapido e affidabile monitoraggio della stabilità geometrica del Tracker durante la missione, il che dovrebbe permettere di controllare e correggere errori sistematici dovuti al disallineamento.

Il TAS emette fasci laser che simulano tracce perfettamente dritte (dette di rigidità infinita). La posizione di un fascio laser può essere ricostruita con maggiore precisione rispetto alla posizione di una singola particella. Grazie al laser è dunque possibile individuare, con un’accuratezza di 5 µm, un cambiamento nella geometria del Tracker.

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Altri elementi: lo STAR trackerAMS rivela i fotoni in due modi: direttamente da ECAL e dalla conversione di coppie che avviene nel Tracker. Oltre all’energia, l’esperimento misura la direzione dei raggi γ incidenti nel sistema di coordinate di AMS: lo Star Trackernecessita di un orientamento definito nel cielo.

Lo Star Tracker è costituito da due camere CCD montate su entrambi i lati di AMS. Si è deciso di metterne due in modo da compensare gli effetti del Sole che, di volta in volta, può accecarne solo una.Lo Star Tracker è per lo più una macchina fotografica digitale, che fotografa il cielo con un campo di vista di sei gradi: confrontando lo scatto dello Star Tracker con una mappa stellare si può determinare l’orientamento di AMS nel sistema di riferimento siderale, vale a dire rispetto alle stelle fisse. Per poter descrivere l’orientamento di AMS lungo tutta l’orbita, è necessario fare una foto ogni secondo.

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Altri elementi: l’elettronica

I circa 300.000 canali dell’elettronica di AMS-02, pari al numero dei canali di elettronica della ISS nel suo insieme, sono necessari al corretto funzionamento di tutte i sistemi costituenti l’esperimento.

Il funzionamento di AMS-02 è determinato da circa 650 circuiti stampati dalle funzioni più disparate. Dall’erogazione della potenza necessaria al sostentamento dei sottosistemi, all’acquisizione di dati (DAQ).

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Altri elementi: l’elettronicaElettronica comune: all’interno di AMS-02 esistono schede elettroniche principali che svolgono compiti di servizio e gestione comuni a tutti i sottosistemi. Il Power Distribution System (PDS) che, prendendo energia dalla Stazione, alimenta tutta l’elettronica di AMS; il JMDC (Main DAQ Computer), che invia comandi e interpreta le risposte di tutte le schede e può raccogliere dati ed eseguirne una rapida analisi a bordo. (ridondanza delle schede)Elettronica dei sottosistemi: numerosi circuiti elettronici hanno compiti molto specifici che riguardano il funzionamento di alcuni sottosistemi dell’esperimento.Elettronica del DAQ: per il DAQ si è deciso di adottare un approccio omogeneo. I segnali analogici vengono digitalizzati da un ADC e poi compressi in appositi circuiti di riduzione dati (il TDR per il Tracker, l’RDR per il RICH, l’EDR per ECAL, ecc). Il nodo JINF riceve dati da 24 xDR, li raccoglie, li archivia e poi li invia alle schede successive nella gerarchia, i JINJ. Questi assemblano le informazioni dei nodi JINF e le spediscono al master computer di AMS, il JMDC. Infine il JMDC, che riceve il dato completo relativo all’evento fisico, lo analizza sia per decidere se si tratta di un evento a contenuto fisico interessante sia per monitorare la performance del rivelatore. Gli eventi che vengono così selezionati sono archiviati e poi inviati all’HRDL (High Rate Dynamic Link) per essere poi spediti a terra.