AMS'nin Uluslararası Uzay İstasyonundaki İlk 5 Yılı
Alfa Manyetik Spektrometresi (orijinal adı Alpha Magnetic Spectrometer ya da kısaca AMS) Ortaklığı, AMS Deneyi'nin Uluslararası Uzay İstasyonu’nda tamamladığı 5. yılını duyuruyor ve bugüne kadarki önemli bilimsel sonuçları özetliyor.
AMS Deneyi (Şekil 1) uzayda kullanım için geliştirilmiş en güçlü ve hassas parçacık fiziği dedektörüdür ve fizikteki, yeni ve heyecan uyandırıcı konuları keşfetmektedir. Yüklü parçacıkları ve çekirdekleri, evrendeki orijinal kaynaklarında oluştuğu haliyle ve Dünya atmosferine çarpıp bozuşmadan önce inceleyebildiği için, bir manyetik spektrometre olarak AMS, fizik araştırmalarında eşsizdir. Daha önceki benzer ölçümlere göre AMS'nin doğruluk ve hassaslığındaki gelişmeler, uzayda geçirdiği uzun zaman, geniş gözlem alanı, yedek sistemlerle donatılmış olması ve CERN test demetlerindeki titiz kalibrasyonu sayesinde mümkün olmuştur. Bu özellikler AMS'nin verilerinin ~ %1 doğrulukla analiz edilebilmesini sağlamıştır. Bu veriler ise fizik ve astrofizik camiası tarafından yeni teoriler geliştirilmesini gerektirebilir.
Şekil 1. Dünyanın 400 km üzerindeki hâkim konumundan AMS, evrendeki ilk kaynaklarından oluşan kozmik ışınlarla ilgili, daha bu ışınlar dünyanın atmosferiyle etkileşmeden önce, veri toplamaktadır.
Mayıs 2011'de Uluslararası Uzay İstasyonundaki kurulumundan beri, AMS 90 milyardan fazla kozmik ışın verisi topladı ve önemli fizik sonuçlarını Physical Review Letters dergisinde yayınladı (Ek I).
Kozmik ışınlar hakkında bir not: Patlayan süpernovaların ürünleri olarak, birincil kozmik ışınlar AMS’e ulaşmadan önce galakside milyonlarca yıl boyunca yol alabilirler. İkincil kozmik ışınlar ise, birincil kozmik ışınların yıldızlararası ortam ile etkileşiminden oluşmaktadırlar. AMS, Uluslararası Uzay İstasyonu’ndaki eşsiz konumunda, Ek 2'de gösterilen hassas dedektörlerinden geçen kozmik ışınları incelemekte ve bu parçacıkların yükünü, enerjisini ve momentumunu ölçmektedir. Bu ölçümler, birincil ve ikincil kozmik ışınların özelliklerini bulmak, karanlık maddeyi, yüksek kütleli karşıt-maddeyi ve beklenmedik başka olayları keşfetmek ve anlamak için gereklidir. Bu konuların günümüz fiziğinde çok temel bir yeri vardır. Ek 3'te AMS çalışmalarının kısa bir özetini içermektedir.
Son beş yılın bilimsel sonuçları aşağıdaki gibidir:
Uzayda Temel Parçacıklar
Yüzlerce çeşit yüklü temel parçacık vardır. Bunlardan sadece dört tanesi: elektronlar, protonlar, pozitronlar ve karşıt-protonların sonsuz yaşam süreleri vardır, bu yüzden evrende sonsuza dek dolaşabilirler. Elektron ve pozitronlar, proton ve karşıt-protonlardan daha küçük bir kütleye sahip oldukları için, sinkrotron radyasyonunun etkisiyle galaktik manyetik alanlarda daha fazla enerji kaybederler.
Son yüzyılda, elektron, pozitron ve proton enerji dağılımlarının ölçümleri yüksek hata paylarıyla yapıldı ve bundan dolayı birbirinden farklı pek çok teorik model oluşturuldu. Ancak hassas AMS ölçümleri, kozmik ışınları anlayışımızı değiştirecek, yeni ve net bilgileri açığa çıkardı.
Şekil 2'de gösterildiği gibi, AMS 16,500,000 elektron ve 1,080,000 pozitron verisiyle, elektron ve pozitron akısının büyüklük ve enerji bağımlılığının farklı olduğunu gözlemlemiştir. AMS'den önce, kozmik enerji spektrumu, tek üsse bağımlı bir Φ=CEγ fonksiyonu tarafından nitelendirilmiştir. Bu fonksiyonda γ spektral indeksi, E ise enerjiyi simgelemektedir ve γ elektron ve pozitronlar için sabit varsayılmıştır. Ancak, AMS spektral indekslerin sabit olmadığını ve elektron ile pozitron akılarının hem büyüklükçe hem de enerji bağımlılığı açısından farklı olduğunu bulmuştur.
Şekil 2. Elektron ve pozitron akısının büyüklüğü ve enerji bağımlılığı farklıdır.
Şaşırtıcı bir şekilde, 60 GV bükülmezliğin (yük başına düşen momentum yahut rigidite) üstünde, pozitronlar, protonlar ve karşıt-protonlar aynı bükülmezlik bağımlılığı gösterirken, elektronlar tamamen farklı bir bükülmezlik bağımlılığı göstermektedir (Şekil 3). Elektronlar ve pozitronlar, galaktik manyetik alanlarda yol alırken birbirleriyle tamamen aynı miktarda ve proton ile karşıt-protonlardan çok daha fazla enerji kaybederken, bu sonucun ortaya çıkması gerçekten de çok ilginçtir.
Şekil 3. Pozitron, proton ve karşıt-proton spektrumu 60 GV'nin üstünde aynı bükülmezlik bağımlılığı gösteriyor. Elektron Spektrumu ise tamamen farklı bir şekilde, artan bükülmezlik ile çok daha hızlı bir şekilde azalmaktadır.
Karanlık Madde ve Uzaydaki Temel Parçacıklar
Son birkaç on yılda karanlık maddenin kaynağını ve doğasını anlamak üzerine çalışmalar yapılmaktadır. Karanlık madde parçacıkları çarpışıp bozuşunca, pozitron ve karşıt-proton gibi bilindik parçacıkları oluşturacak bir enerji ortaya çıkar. Pozitron ve elektron fazlalığı aşağıdaki yöntemlerle çalışılarak anlaşılabilinir:
- Pozitron akısının ölçümü,
- Pozitronun, elektron ve pozitron toplamına oranının, e+/(e+ + e-) ölçümü ya da
- Karşıt-protonlara protonların oranının ölçümü
Karanlık maddenin imzası, enerji spektrumunda karanlık maddenin kütlesine kadar bir artışı takiben ani bir düşüşün olması ve fazla elektron ile pozitronların geliş yönlerinde izotropik bir dağılımın gözlenmesidir.
Şekil 4 pozitron akısını, Şekil 5 ise pozitron oranını, şu ana kadar toplanan verilere göre göstermektedir. Şekillerde de görüldüğü gibi, spektrum ve pozitron oranı kozmik ışın çarpışmalarından beklediğimiz oranın 8 GeV'de üstüne çıktıktan sonra, yüksek enerjilerde ise keskin bir düşme eğilimi göstermektedirler. Yaklaşık 1 TeV karanlık madde kütlesi için, pozitron verileri karanlık madde modeli tahminleriyle mükemmel bir şekilde uyuşmaktadır. Bu akı ve pozitron oranı ölçümlerindeki artışı ve ani düşüşü açıklayabilecek bir başka alternatif ise, bunların pulsarlar gibi başka astrofiziksel olaylar sonucunda oluştuğudur. Uzay istasyonunun ömrü boyunca (2024'e kadar) veri toplamaya devam ederek, AMS bu sonuçları hangi kaynağın oluşturduğunu (Şekil 6'daki gibi) ayırt edebilecektir.
Şekil 4. Şu anki AMS pozitron akı ölçümü ve üç farklı teorik modelle karşılaştırılması
Şekil 5. Şu anki AMS pozitron oranı ölçümü ve üç farklı teorik modelle karşılaştırılması
Şekil 6. 2024'e kadar AMS ile beklenen pozitron spektrumu (sol) ve oranı (sağ) ölçümleri pozitron fazlalığının, karanlık madde bozuşması (kahverengi) mı yoksa pulsarların(mavi) mı bir sonucu olduğunu anlayabilecek
Şekil 7'de görüldüğü gibi AMS'nin karşıt-protonların protonlara oranı üstünde de çalışmaları vardır. AMS tarafından gözlemlenen, beklenenden fazla olan karşıt-proton akısı, pulsar modelinin beklentileriyle uyuşmamaktadır fakat karanlık madde çarpışmaları ya da başka yeni astrofizik modelleriyle açıklanabilir. Karşıt-protonlar evrende nadir olarak bulunur. Evrende her 10.000 protona karşılık ancak 1 adet karşıt-proton vardır, bu yüzden hassas bir deney yapmak için arkaplanı milyonda birine düşene kadar reddetmek gereklidir. AMS'nin 349.000 saf karşıt-protonluk bir örneklem oluşturması 5 yıl sürmüştür. AMS bu örneklemden, enerjisi 100GeV’un üstünde olan 2200 adet karşıt-proton belirlemiştir. Kozmik karşıt-protonlarla ilgili deneysel veriler, evrende bulunan karşıt-protonların kaynağını bulmak ve olası yeni fiziksel olayları kavramak için çok önemlidir.
Şekil 7. AMS tarafından gözlemlenen karşıt-proton fazlalığı pulsar kaynaklı olamaz. Bunlar ancak karanlık madde çarpışması sonucu bozuşması veya başka yeni astrofizik modelleriyle açıklanabilir.
Kozmik ışınlar içerisinde, protonlar evrende en çok bulunanlardır. AMS 300 milyon proton verisi ile proton akısını %1 doğrulukla ölçmüş ve proton akısının enerji bağımlılığının, onlarca yıldır varsayıldığı gibi, tek bir üssel fonksiyonla gösterilemeyeceğini ve proton spektrum indeksinin momentumla değiştiği keşfetmiştir. ISS'te bulunan AMS tarafından ölçülmüş yüksek enerjili proton spektrumunu, güneş sistemimiz dışındaki Voyager uzay aracının ölçtüğü düşük enerjili proton spektrumu ile karşılaştırarak Şekil 7'de gösteriyoruz. Bu karşılaştırma güneşin manyetik alanı ile ilgili bilgi vermektedir.
Şekil 8. AMS tarafından ölçülen yüksek enerjili proton spektrumu, güneş sistemimiz dışındaki Voyager tarafından ölçülen düşük enerjili proton spektrumu ile karşılaştırılması.
Kozmik Işınlardaki Atom Çekirdekleri
AMS farklı temel parçacıkları ve atom çekirdeklerini tanımlamak için yedi farklı araç içermektedir (Ek II'de gösterilmektedir.). Helyum, lityum, karbon, oksijen ve demire kadar olan daha kütleli çekirdekler AMS tarafından incelenmektedir. Helyum, karbon ve oksijen direk olarak süpernova kalıntılarından oluştuğuna, ancak lityum, berilyum ve borun yıldızlararası ortam ile birincil kozmik ışınların etkileşiminden ortaya çıktığı düşünülmektedir. Birincil kozmik ışınlar kendi orijinal spektrumları ve yayılımları; ikincil kozmik ışınlar ise, birincil ve ikincil kozmik ışınların yayılması ve yıldızlararası ortam hakkında bilgi taşımaktadır.
Helyum çekirdeği ikinci en çok rastlanan kozmik ışın türüdür. Helyum üzerine geçtiğimiz yüzyılda, yüksek hata paylarıyla pek çok ölçüm yapılmıştır. Lityum ikincil bir kozmik ışın olmasına rağmen, spektrumu proton ve helyumunkine benzer bir şekilde, tek bir üssel fonksiyonla açıklanamamaktadır. Şekil 8'de görüldüğü gibi, üçünün de üssel davranışı aynı enerjide değişmektedir.
Şekil 9. Proton, helyum ve lityum spektrumu, literatürdeki gibi sabit üslü bir fonksiyon ile açıklanamamaktadır. Davranışlarını aynı enerjide değiştirirler.
Proton, helyum, karbon ve oksijen çekirdekleri birincil kozmik ışın oldukları ve aynı kaynaktan üretildikleri için akı oranları bükülmezlikten (rigiditeden) bağımsız olmalıdır. Şekil 9'da görüldüğü üzere, AMS ölçümlerindeki karbon-helyum ve karbon-oksijen akılarının oranları tam da beklenildiği gibi bükülmezlikten bağımsızdır, yani düzdür. Beklenmedik bir şekilde, proton-helyum akı oranı bükülmezlik ile hızlı ve düzgün bir şekilde düşmektedir (Şekil 10).
Şekil 10. Karbon-helyum (sol) ve karbon-oksijen (sağ) akılarının oranları. Karbon, helyum ve oksijen birincil kozmik ışınlar olduğundan ötürü bu oranlar yatay mavi çizgi ile gösterildiği üzere, bükülmezlikten bağımsızdır.
Şekil 11. Proton-Helyum akılarının oranı. Protonlar ve helyum çekirdekleri de birincil kozmik ışınlardır ve bu yüzden proton-helyum akılarının oranı, teorik tahminlere göre siyah çizgide gösterildiği gibi bükülmezlikten bağımsız olmalıdır. Kırmızı noktalarla gösterilen AMS ölçümleri, teorik tahminlerle ve Şekil 9'da gösterilen diğer kozmik ışın akı oranlarıyla çelişmektedir.
AMS tarafından ölçülen diğer ikincil kozmik ışınlar arasında bor ve berilyum da bulunmaktadır. Berilyumun kararsız izotopunun (10Be) yarı ömrü 1.5 milyon yıldır ve bu element bora bozunur. Bu kararsızlıktan dolayı, Be ışık hızına yaklaştığında izafi zaman genişlemesinden dolayı Be/B oranı artar. Bu nedenle berilyumun bora oranı galaksideki kozmik ışınların yaşıyla ilgili bilgi sağlar. Bunu kullanarak, AMS galaksimizdeki kozmik ışınların yaşını yaklaşık 12 milyon yıl olarak bulmuştur (Şekil 11).
Şekil 12. Bozunan berilyumun izafi zaman genişlemesi etkisinden dolayı berilyum-bor akılarının oranı enerji ile artar. Galaksimizdeki kozmik ışınların yaşı 12 milyon yıl olarak bulunmuştur.
İkincil kozmik ışınlar(bor) ile birincil kozmik ışınlar(karbon) arasındaki akı oranı kozmik ışınların galaksi içerisinde yol aldığı malzemenin (ISM) ortalama yoğunluğu ve kozmik ışın yayılımı ile ilgili bilgi sağlar. Kozmik ışın yayılımı genellikle manyetik plazmada dağılan ve hızlı hareket eden bir gaz gibi modellenir. Çeşitli manyetik plazma modelleri bor-karbon (B/C) akılarının oranının bükülmezlik bağımlılığını farklı tahmin eder. Şekil 12’ de gösterildiği gibi AMS tarafından ölçülen 65 GeV üstü B/C oranı, tek bir üssel fonksiyonla (B/C= kR, = -0.333±0.015) açıklanabilir. Bu ölçümler manyetik plazmanın Kolmogorov türbülans modeli ile, asimptotik olarak -1/3 olunca uyumludur. Aynı önemde başka bir konu da pek çok kozmik ışın modelinin aksine, B/C akılarının oranının herhangi belirli bir yapı göstermemesidir.
Şekil 13. Pek çok kozmik ışın modelini yüksek bükülmezliklerde bazı yapılar gerektirse de ölçülen B/C akı oranında herhangi böyle bir yapı gözlenmemiştir. 65 GeV üstü B/C oranı, tek bir üssel fonksiyonla (B/C= kR, = -0.333±0.015) açıklanabilir. Bu ölçümler manyetik plazmanın Kolmogorov türbülans modeli ile, asimptotik olarak -1/3 olunca uyumludur.
Şekilde 13’ de gösterildiği gibi, birincil olan karbon ve oksijen akıları ve ikincil olan bor, lityum ve berilyum akılarının bükülmezlik bağımlılıkları karakteristik olarak farklıdır.
Şekil 14. Birincil (Oksijen ve karbon) ve ikincil (bor, lityum ve berilyum) kozmik ışın akıları karakteristik olarak farklı bükülmezlik bağımlılıklarına sahiptir.
Kozmik Işınlarda Karşıt-Madde
Büyük Patlama Teorisi, madde ve karşıt-maddenin evrenin sıcak başlangıcında eşit miktarlarda bulunmasını gerektirir. Evrendeki karşıt-madde eksikliğini açıklayan varsayımsal fiziksel olaya Baryogenesis denir. Baryogenesis madde ve karşıt-madde arasında kuvvetli bir simetri kırılması ve sınırlı bir proton yarı-ömrü gerektirir. Son yıllardaki pek çok kayda değer deneysel çabaya rağmen, ne güçlü bir simetri kırılmasının, ne de proton bozunmasının bir kanıtı bulunabilmiştir. Bu yüzden kozmik ışınlar arasında bir adet bile karşıt-helyum bile görebilmek büyük bir öneme sahiptir.
5 yıl içerisinde AMS 3.7 milyar helyum (yük Z = +2) olayı toplamıştır. Bugüne kadar AMS 3He kütlesinde birkaç Z = -2 olayı gözlemlemiştir. Şekil 14’ de buna örnek teşkil eden bir olay gösterilmiştir.
Şekil 15. Bir Karşıt--Helyum adayı.
Yılda ortalama olarak sadece bir karşıt-helyum adayı AMS’e geldiği için, sinyalin (karşıt-helyum) arkaplanı (helyum) baskılama miktarı milyarda bir olmalıdır. Bunu başarmak için de kullanılan araçların (dedektörlerin) çok iyi anlaşılması gerekmektedir. İlerleyen yıllarda daha fazla veri ile, AMS’nin temel amaçlarından biri, Z = -2 olayların kaynağını kesinleştirmek olacaktır.
Özet
5 yıl içerisinde ISS’de bulunan AMS 90 milyardan fazla kozmik ışın olayı kaydetmiştir. AMS’in pozitron spektrumu, pozitron oranı; karşıt-proton/proton akılarının oranı; elektron, pozitron, proton, helyum ve başka çekirdeklerin akı davranışı ölçümleri, kozmik ışınların oluşumu, hızlanışı ve yayılımı ile ilgili hassas ve beklenmedik bilgiler sağlamıştır. Farklı kozmik ışınlardan alınan verilerin doğruluğu ve karakteristiği kapsamlı bir model geliştirilmesini gerektirmektedir. İlerleyen yıllarda daha fazla veri ile, AMS’nin temel amaçlarından biri Z = -2 olayların kaynağını kesinleştirmek olacaktır.
Uluslararası Uzay İstasyonu’nun çalışma süresi boyunca AMS veri toplamaya ve analiz etmeye devam edecektir. Şu ana kadar olan sonuçlar göstermektedir ki; bilinmeyeni keşfetmek için AMS kadar hassas bir dedektör kullanıldığında, kozmik ışınlarda yeni ve heyecan verici keşifler beklemek doğaldır.
Ek I
Physical Review Letters'da Yayınlanan Önemli AMS Yayınları
“First Result from the Alpha Magnetic Spectrometer on the International Space Station : Precision Measurement of the Positron Fraction in Primary Cosmic Rays of 0.5-350 GeV”, M. Aguilar et al., Phys. Rev. Lett. 110, 141102 (2013) (Selected as Editors’ Suggestion).
“High Statistics Measurement of the Positron Fraction in Primary Cosmic Rays of 0.5-500 GeV with the Alpha Magnetic Spectrometer on the International Space Station”, L. Accardo et al., Phys. Rev. Lett. 113, 121101 (2014) (Selected as Editors’ Suggestion)
“Electron and Positron Fluxes in Primary Cosmic Rays Measured with the Alpha Magnetic Spectrometer on the International Space Station”, M. Aguilar et al., Phys. Rev. Lett. 113, 121102 (2014) (Selected as Editors’ Suggestion).
“Precision Measurement of the (e+ + e-) Flux in Primary Cosmic Rays from 0.5 GeV to 1 TeV with the Alpha Magnetic Spectrometer on the International Space Station”, M. Aguilar et al., Phys. Rev. Lett. 113, 221102 (2014).
“Precision Measurement of the Proton Flux in Primary Cosmic Rays from Rigidity 1 GV to 1.8 TV with the Alpha Magnetic Spectrometer on the International Space Station”, M. Aguilar et al., Phys. Rev. Lett. 114, 171103 (2015) (Selected as Editors’ Suggestion).
“Precision Measurement of the Helium Flux in Primary Cosmic Rays of Rigidities 1.9 GV to 3 TV with the Alpha Magnetic Spectrometer on the International Space Station”, M. Aguilar et al., Phys. Rev. Lett., 115, 211101 (2015) (Selected as Editors’ Suggestion)
“Antiproton Flux, Antiproton-to-Proton Flux Ratio, and Properties of Elementary Particle Fluxes in Primary Cosmic Rays Measured with the Alpha Magnetic Spectrometer on the International Space Station”, M. Aguilar et al., Phys. Rev. Lett., 117, 091013 (2016).
“Precision Measurement of the Boron to Carbon Flux Ratio in Cosmic Rays from 1.9 GV to 2.6 TV with the Alpha Magnetic Spectrometer on the International Space Station”, M. Aguilar et al., Phys. Rev. Lett., 117, 231102 (2016) (Selected as Editors’ Suggestion).
Ek II
Ek III
AMS’nin Tarihçesi
AMS A.B.D. Enerji Bakanlığı ve NASA tarafından finanse edilmiş, Avrupa, Asya ve Amerika’daki 15 ülkeden oluşan (Brezilya, Çin, Finlandiya, Fransa, Almanya, İtalya, Kore, Meksika, Portekiz, Rusya, İspanya, İsviçre, Tayvan, Türkiye ve A.B.D.) bir ortaklıktır. AMS enstitüleri aşağıda listelenmiştir. AMS Ulusal Yüksek Enerji Enstitüleri INFN, IN2P3, CIEMAT, U.S. DOE, Academia Sinica, NCSIST, İsviçre Ulusal Bilim Vakfı ve uzay ajansları ASI, CAST, CDTI, CNES, DLR, ESA ve NASA tarafından desteklenmektedir. AMS’in dedektör bileşenleri CERN’deki mühendisler ile birlikte işbirliği yapan gruplar tarafından CERN, Cenevre’de entegre edilmiş ve uzay kalite testleri Hollanda’daki ESA’nın ESTEC tesisinde yapılmıştır. AMS dedektörünün, farklı parçacık demetleriyle, farklı enerjilerdeki kapsamlı kalibrasyonu CERN’de yürütülmüştür ve bu test sonuçları uzayda dedektör doğrulaması için ana referans noktasıdır.
AMS’nin baş araştırmacısı MIT ve CERN'den Prof. Samuel Ting'dir. Vekil baş araştırmacılar ise MIT'den (USA) M. Capell ve CIEMAT'tan (İspanya) A. Kounine, J. Berdugo , INFN-University of Perugia'dan (İtalya) B. Bertucci, Academia Sinica'dan (Tayvan) S.C. Lee ve RWTH-Aachen'den (Almanya) S. Schael'dır. AMS Uluslararası Uzay İstasyonu’nda DOE-NASA anlaşması altında faaliyette bulunmaktadır. Johnson Uzay Merkezi’nden NASA AMS Projesi Ofisi ile AMS tüm süreç boyunca olduğu gibi yakın işbirliği içinde çalışmaktadır. AMS NASA tarafından Uluslararası Uzay İstasyonu’na uzay mekiği Endeavour'un son görevindeki (STS-134) ana görev yükü olarak 11 Mayıs 2016 tarihinde gönderilmiştir. AMS uzay istasyonuna yerleştirilir yerleştirilmez çalıştırılmış ve uzaydaki birincil kaynaklardan veri toplayıp, bu verileri AMS Yük Operasyonu Kontrol Merkezine (POCC) göndermiştir. Bu veriler AMS Yük Operasyonu Kontrol Merkezi’ne (Orijinal adı: AMS Payload Operations Control Center (POCC)) iletilmiştir. Ana POCC CERN’de konumlanmıştır ve ikincil POCC ise Tayvan’da konumlanmıştır.
5 yıllık faaliyetin ardından, AMS 90 milyardan fazla kozmik ışın olay verisi toplamıştır. Bu veriler CERN’de konumlanmış olan AMS Bilimsel Operasyon Merkezi’nden dağıtılarak (Orijinal adı: AMS Science Operations Center (SOC)) ve dünya çapındaki AMS üniversitelerinde analiz edilmiştir. Uluslararası Uzay İstasyonunun ömrü boyunca, AMS’nin yüzlerce milyar birincil kozmik ışınları ölçmesi beklenmektedir. AMS’nin fizik amaçları arasında karşıt-maddeyi, karanlık maddeyi araştırmak ve kozmik ışınların kaynağını aramak vardır. Uluslararası Uzay İstasyonu’ndaki ilk 5 yılında AMS, temel parçacıklarla ve çekirdeklerle incelemek için kozmik ışınların hassas ölçümlerini yapmıştır.
Karanlık maddeyi anlamak için yapılan araştırmalarda, şunu not etmek önemlidir. Üç belirgin yaklaşım vardır:
1. LHC’de yürütülen ATLAS ve CMS gibi deneyleri, çarpışmalarda üretilebilecek karanlık maddeyi bulmak için, karanlık maddenin olabileceği sektörde muhtemel bozunma ürünlerini incelemektedir. Bu Brookhaven, Fermilab, CERN-SPS ve CERN-LHC'de yapılan ve CP’nin ihlali, J parçacığı, Z ve W bozonları, b ve t kuarkları ve Higgs bozonunun keşfini sağlayan deneylere benzerdir.
2. Saçılma deneyleri karanlık maddenin derin yeraltına nüfuz edebileceği ihtimalini kullanmaktadır ve saf sıvı ve katı hedeflerden karanlık maddenin saçılması sonucu geri tepen çekirdekleri gözlemlemeyi amaçlamaktadırlar. Bu deney partonların ve elektro-zayıf etkilerin keşfine liderlik eden SLAC’de yapılan elektron-proton saçılma deneyleriyle benzerdir.
3. Karanlık maddenin bozuşma izini bulmak için kurgulanmış deneyler ise uzayda yapılmaktadır ve bunlar karanlık maddenin bozuşmasının pozitron ve karşıt-proton fazlalığı üretebileceğine dayalıdır. AMS’nin temel amacı bu izleri büyük bir kesinlikle bulmaktır. Bozuşma deneyleri, psi parçacığının, tau’nun ve gluon’un keşfine, CP ihlalinin hassas ölçümlerine, W ve Z bozonlarının özelliklerinin bulunmasına liderlik eden elektron-pozitron çarpıştırıcılarında (SPEAR, DORIS, PETRA, LEP, PEP-II, KEK-B) yapılmıştır.
Üretim deneyleri, saçılma deneyleri ve bozuşma deneyleri ayrı ayrı, eşsiz fizik keşiflerini hedeflemektedir. Bu üç yöntemden birinde karanlık maddenin gözlemlenememesi diğerler yöntemlerle keşfini engellemez.
Şekil 1. AMS uluslararası işbirliği
AMS İşbirliği Enstitüleri
I Physics Institute and JARA-FAME, RWTH Aachen University, D-52056 Aachen, Germany
Department of Physics, Middle East Technical University, METU, 06800 Ankara, Turkey
Laboratoire d'Annecy-Le-Vieux de Physique des Particules, LAPP, IN2P3/CNRS and Universite de Savoie, F-74941 Annecy-le-Vieux, France
Beihang University, BUAA, Beijing, 100191, China
Institute of Electrical Engineering, IEE, Chinese Academy of Sciences, Beijing, 100080, China
Institute of High Energy Physics, IHEP, Chinese Academy of Sciences, Beijing, 100039, China
INFN-Sezione di Bologna, I-40126 Bologna, Italy
Universita di Bologna, I-40126 Bologna, Italy
Massachusetts Institute of Technology, MIT, Cambridge, Massachusetts 02139, USA
National Central University, NCU, Chung-Li, Tao Yuan 32054, Taiwan
East-West Center for Space Science, University of Maryland, College Park, Maryland 20742, USA
IPST, University of Maryland, College Park, Maryland 20742, USA
CHEP, Kyungpook National University, 702-701 Daegu, Korea
CNR-IROE, I-50125 Firenze, Italy
European Organization for Nuclear Research, CERN, CH-1211 Geneva 23, Switzerland
DPNC, Universite de Geneve, CH-1211 Geneve 4, Switzerland
Laboratoire de Physique subatomique et de cosmologie, LPSC, Universite Grenoble-Alpes, CNRS/IN2P3, F-38026 Grenoble, France
Sun Yat-Sen University, SYSU, Guangzhou, 510275, China
University of Hawaii, Physics and Astronomy Department, 2505 Correa Road, WAT 432; Honolulu, Hawaii 96822, USA
Julich Supercomputing Centre and JARA-FAME, Research Centre Julich, D-52425 Julich, Germany
NASA, National Aeronautics and Space Administration, Johnson Space Center, JSC, Houston, TX 77058, USA
Institut fur Experimentelle Kernphysik, Karlsruhe Institute of Technology, KIT, D-76128 Karlsruhe, Germany
Instituto de Astrofisica de Canarias, IAC, E-38205, La Laguna, Tenerife, Spain
Laboratorio de Instrumentacao e Fisica Experimental de Particulas, LIP, P-1000 Lisboa, Portugal
National Chung-Shan Institute of Science and Technology, NCSIST, Longtan, Tao Yuan 325, Taiwan
Centro de Investigaciones Energeticas, Medioambientales y Tecnologicas, CIEMAT, E-28040 Madrid, Spain
Instituto de Fisica, Universidad Nacional Autonoma de Mexico, UNAM, Mexico, D. F., 01000 Mexico
INFN-Sezione di Milano and Universita di Milano, I-20090 Milano, Italy
INFN-Sezione di Milano-Bicocca, I-20126 Milano, Italy
Universita di Milano-Bicocca, I-20126 Milano, Italy
Laboratoire Univers et Particules de Montpellier, LUPM, IN2P3/CNRS and Universite de Montpellier II, F-34095 Montpellier, France
Southeast University, SEU, Nanjing, 210096, China
Physics Department, Yale University, New Haven, Connecticut 06520, USA
INFN-Sezione di Perugia, I-06100 Perugia, Italy
Universita di Perugia, I-06100 Perugia, Italy
INFN-Sezione di Pisa, I-56100 Pisa, Italy
Universita di Pisa, I-56100 Pisa, Italy
INFN-TIFPA and Universita di Trento, I-38123 Povo, Trento, Italy
INFN-Sezione di Roma 1, I-00185 Roma, Italy
Universita di Roma La Sapienza, I-00185 Roma, Italy
Instituto de Fisica de Sao Carlos, Universidade de Sao Paulo, CP 369, 13560-9 70 Sao Carlos, SP, Brazil
Department of Physics, Ewha Womans University, Seoul, 120-750, Korea
Shandong University, SDU, Jinan, Shandong, 250100, China
Institute of Physics, Academia Sinica, Nankang, Taipei 11529, Taiwan
Space Research Laboratory, Department of Physics and Astronomy, University of Turku, FI-20014 Turku, Finland