Umístění spektrometru AMS-02 na orbitální stanici ISS (zdroj NASA).

Kosmické záření bylo jedním z nejzajímavějších témat diskutovaných na konferenci ICHEP 2024, která proběhla v druhé polovině července v Praze. Ve vesmíru probíhá celá řada procesů, které produkují částice ve velmi širokém rozpětí energií. Relativně nízkou energii mají částice, které dominantně pocházejí ze slunečního větru. Maximálně jde o desítky až stovky megaelektronvoltů. Částice s energiemi v jednotkách až stovkách gigaelektronvoltů jsou dominantně galaktického původu, tedy z naší Galaxie. Pokud má galaktické kosmické záření nižší energie, neproniká magnetickým polem unášeným slunečním větrem. Heliosféra, kterou tak Slunce vytváří, nás od galaktického kosmického záření stíní. Pro energie kosmického záření vyšší, než jsou jednotky teraelektronvoltů, je už v naší Galaxii nedostatek zdrojů. Kosmické záření těchto extrémně vysokých energií, které pozorujeme u Země, je tak extragalaktického původu.

Kosmické záření slunečního původu je velmi proměnlivé, jeho intenzita je velmi silně ovlivněna sluneční činností. Dramaticky roste během slunečních erupcí. V obdobích silné aktivity Slunce je intenzita slunečního kosmického záření velmi vysoká a ohrožuje i kosmonauty, kteří budou mimo ochranu magnetického pole Země. O ochraně před ním je nedávný článek, detailně popisující radiační dávky, ke kterým může vést při cestě k Měsíci a na Mars. Podrobněji je o vlastnostech kosmického záření ve dvou dřívějších článcích (zde a zde).

Spektrometr AMS-02 při přípravě na vypuštění. Vynesl jej nakonec raketoplán Endeavour v předposledním speciálním letu raketoplánů (zdroj CERN).

Jak už bylo zmíněno, galaktické kosmické záření je ovlivněno magnetickým polem spojeným se slunečním větrem a závisí na sluneční činnosti. V době maxima sluneční činnosti je toto pole nejintenzivnější. Galaktické kosmické záření je tak v době slunečního maxima nejvíce vytlačováno a v té době je v okolí Země minimum tohoto záření. V době minima sluneční činnosti je pak maximum intenzity galaktického kosmického záření ve Sluneční soustavě. Tyto změny způsobené heliosférou jsou pozvolné, a ne tak dramatické jako změny slunečního větru, zhruba v řádech desítek procent. Nejméně je činností Slunce ovlivněno extragalaktické kosmické záření.

Jak kosmické záření detekovat?

U kosmického záření relativně nízkých energií, tedy slunečního původu, je to nejjednodušší. Jeho intenzita, tedy počet částic na jednotkovou plochu a časovou jednotku, je nejvyšší a stačí relativně malý detektor. Pro velmi nízké energie je však třeba řešit problém s pohlcením záření ve vrstvách obklopujících citlivý objem detektoru. Takové jsou umisťovány na celou řadu vesmírných sond, které studují sluneční kosmické záření a průběh jeho změn.

U galaktického kosmického záření je energie daleko vyšší a detekční sestava tak musí mít větší rozměr. Protože intenzita kosmického záření klesá exponenciálně, rychle roste velikost detekční sestavy potřebné pro studium stále vyšších energií. Počet takových detekčních sestav, které umožňují studovat galaktické kosmické záření, už je méně a patří mezi ně právě i hmotnostní spektrometr AMS-02 na orbitální stanici ISS.

Schéma spektrometru AMS-02 a jeho jednotlivé detektory: detektor přechodového záření (Transition Radiation Detector (TRD)), křemíkový dráhový detektor (Silicon Tracker), čerenkovský detektor (Ring Imaging Cerenkov Detector (RHIC)), elektromagnetický kalorimetr (Electromagnetic Calorimeter (ECAL)), horní a dolní část systému pro určení doby letu (Upper a Lower TOF), Magnet a čítače v antikoincidenci (Anticoincidence counters (ACC)) (zdroj: prezentace Andrei Kounine z MIT na PAW´24 Workshopu).

Ještě vyšší energie má extragalaktické kosmické záření. Jeho intenzita už je tak malá, že zatím nedokážeme ve vesmírném prostoru realizovat tak velký detekční systém, aby tyto velmi vysoké energie mohl zkoumat. V tomto případě se tak využívá jako součást obrovského detektoru zemská atmosféra. Částice kosmického záření se zmíněnými obrovskými energiemi vytvářejí v atmosféře interakcemi s atomovými jádry, které tříští, rozsáhlou spršku částic. V noci tak můžeme pomocí speciálních teleskopů pozorovat světelný efekt, který sprška částic při průchodu atmosférou vyvolává. Sprška částic, hlavně mionů, doletí až na povrch Země. V té době je už sprška velmi široká, čím je energie původní částice kosmického záření větší, tím je širší. Pokud se tak osadí velká plocha s odpovídající hustotou detektory mionů, lze zaznamenat pomocí spršky i primární částice kosmického záření s extrémně vysokou energií a extrémně malou pravděpodobností.

Největším detekčním systémem částic kosmického záření tohoto typu je Observatoř Piera Augera v Argentině. Její výhodou je, že používá obě popsané metodiky. Na její výsledky se podíváme někdy později. V tomto článku se budeme věnovat výsledkům studia galaktického kosmického záření pomocí spektrometru AMS-02 na vesmírné stanici ISS.

Spektrometr AMS-02 (Alpha Mass Spectrometer)

Spektrometr AMS-02 měl velmi pohnutou cestu na oběžnou dráhu. Připravoval se už od devadesátých let minulého století. Na stanici ISS měl letět už v roce 2005, ale nakonec letěl předposledním letem raketoplánu v roce 2011. Šlo o výjimečně navíc schválený let speciálně pro toto zařízení. Jeho program se plánuje a činnost kontroluje z laboratoře CERN. Zároveň jeho design doznal změn. Základem hmotového spektrometru je magnet, ten měl být původně supravodivý, viz článek na Oslovi z té doby. Nakonec se rozhodlo, že bude klasický teplý. To se ukázalo být velice dobrým rozhodnutím. V případě supravodivého magnetu je potřeba zajišťovat tekuté hélium, je třeba mít extrémně nízké teploty. Životnost zařízení na ISS by tak byla omezena na několik let. Nyní je životnost spektrometru omezena jen dobou provozování celé stanice a pracuje již více než deset let. V provozu by tak měl být do roku 2030.

Pro identifikaci nabité částice a určení její energie lze velice efektivně využít magnetické pole. Pohyb nabité částice závisí na jejím náboji a hybnosti (tedy i na její hmotnosti a energii). Srdcem spektrometru je tak velký elektromagnet, který vytváří intenzivní magnetické pole. Celkově jde o velmi komplexní sestavu detektorů. Je to dáno tím, že musí umožnit odlišit velmi lehké elektrony a pozitrony i těžké protony, a ještě těžší jádra. Podívejme se na to, jaké detektory v sestavě jsou (viz obrázek).

Středisko pro řízení AMS-02 bylo vybudováno v laboratoři CERN. Obrázek z počátků jeho existence (zdroj AMS-02/CERN).

Úplně vpředu je první z řady křemíkových dráhových detektorů, které zaznamenají polohu, kde částice do detekčního systému vletěla. Za ním následuje detektor přechodového záření, který identifikuje lehké částice elektrony a pozitrony. Pak následuje horní detektor, který je součástí systému měřícího dobu letu částice a určuje ionizační ztráty a tím i náboj iontu. Pak už je srdce detektoru, tedy velký magnet, ve kterém je několik dalších křemíkových dráhových detektorů. Ty zjišťují změnu dráhy částice v daném magnetickém poli. Za ním je nejdříve druhá část systému pro určení doby letu částice a pak čerenkovský detektor, který ještě lépe odliší lehké elektrony a pozitrony o těžkých iontů. Závěrečným detektorem je elektromagnetický kalorimetr, který určuje celkovou energii elektronu a pozitronu. Systém nakonec doplňují detektory okolo, které jsou zapojeny v antikoincidenci a potlačují pozadí částic, které dopadají do spektrometru z boku. Jsou tedy kritické pro odstranění nežádoucího pozadí. Celá sestava, tak perfektně identifikuje elektrony, pozitrony a protony i antiprotony a těžší jádra (případně i antijádra) a měří velmi přesně jejich energii. Její hmotnost je 7,5 tun a rozměry 3̗×4×5 m³.

Výsledky spektrometru AMS-02

Spektrometr AMS-02 je nejpřesnější dosavadní přístroj zaměřený na studium galaktického kosmického záření. Jeho obrovskou výhodou je i to, že funguje řadu let a nyní začal už druhé desetiletí. Jak už bylo zmíněno, galaktické záření s energií nižší, než jsou desítky a stovky megaelektronvoltů se do Sluneční soustavy a heliosféry nedostane, je vytlačeno magnetickým polem vytvořeným slunečním větrem. Nabité částice galaktického kosmického záření jsou ovlivněny heliosférou i při vyšší jejich energii. Ta ovlivňuje jejich směr i zmenšuje počet těch, které se dostávají do blízkosti Země. Ovlivnění je tak různé pro elektrony, pozitrony a různě těžká jádra. Intenzita slunečního větru i jim vytvořeného magnetického pole silně závisí na sluneční aktivitě, a tedy i fázi slunečního cyklu. Ten trvá celkově 22 let, prvních 11 let cyklu je při jedné orientaci magnetického pole a druhých 11 let při opačné orientaci.

Složení a intenzita galaktického kosmického záření se tak mění v čase v souvislosti se sluneční činností a tím i fází slunečního cyklu. Spektrometr AMS-02 je první kosmický přístroj svého druhu, který zkoumal záření v této oblasti už více než polovinu slunečního cyklu, tedy 11 let. Pokud bude pracovat do roku 2030 tak pokryje téměř celou dobu slunečního cyklu. U předchozích sond, které studovaly galaktické kosmické záření, nebylo jasné, jak bylo jejich měření ovlivněno sluneční aktivitou danou fází slunečního cyklu. Nyní se u těchto měření pomocí poznání vlivu sluneční aktivity získané pomocí spektrometru AMS-02 sníží systematické nejistoty. Za dobu dosavadní práce už spektrometr AMS-02 zaznamenal přes 220 miliard částic a jader kosmického záření. Na datech pozorování jader se velice dobře ukazuje, že nižší intenzita galaktického kosmického záření je v době maxima sluneční aktivity a vyšší v době jejího minima. Čím je vyšší energie tohoto záření tak se tento efekt projevuje méně. Nižší je také pro jádra s nižším nábojem. Dobře patrný je jev pro lehká jádro do energie okolo 20 GeV.

Počty pozorovaných jader (Events) na AMS-02 podle jejich náboje (Nuclear Charge). Kromě jader, jejichž počet je silně ovlivněn produkcí sekundární složky galaktického záření, je jejich počet dán chemickým složením hmoty ve vesmíru. Je však modifikován tím, že heliová jádra k nám mohou doletět i z daleko větší vzdálenosti a tím i objemu prostoru (zdroj: prezentace Andrei Kounine z MIT na PAW´24 Workshopu).

Jak galaktické kosmické záření vypadá mimo heliosféru, zkoumají pouze sondy Voyager, které jí už opustily. Ovšem jejich detektory částic mají pouze omezené schopnosti. I zde však má většina galaktického záření směr ovlivněny magnetickým polem, a to tím galaktickým. Nelze tak určit směr, kde leží jeho zdroj. Magnetické pole však nemění energii (velikost hybnosti) nabité částice. Proto je tak důležité měřit energetické spektrum jednotlivých nabitých částic, které nese přímou informaci o zdrojích kosmického záření.

Tok (intenzita) částic kosmického záření klesá exponenciálně s energií. Pro názorné zobrazení se tak využívá logaritmická stupnice v energii, a ještě se intenzita normuje mocninou energie tak, aby byla směrnice závislosti v daném rozsahu blízka nule. Místo energie je pak využívána rigidita, které je na hybnosti, a tedy i energii závislá.

Chemické složení a oddělení primární a sekundární složky

Připomeňme si, které zdroje kosmického záření mohou existovat. V galaxii je celá řada objektů, u kterých může docházet k urychlování nabitých částic. Jde například o výtrysky vznikající v akrečních discích okolo kompaktních konečných stádií ve dvojhvězdách s hmotnou složkou, ze které na něj přetéká hmota. Dalšími jsou výbuchy supernov, splynutí neutronových hvězd a pulsary. Psali jsme o nich v nedávném článku. Velká část jader galaktického kosmického záření vzniká během hvězdného vývoje velmi těžkých hvězd a je pak urychlena během výbuchu supernov. Zatím hypotetickou možností produkce částic kosmického záření s vysokou energií je rozpad nebo interakce (anihilace) částic temné hmoty.

Závislost poměru mezi počtem deuteronů a helií 4 na rigiditě (závislé na hybnosti, tedy i energii) (červeně) a poměru mezi heliem 3 a heliem 4 (modře). Rozdíl směrnice ukazuje na to, že deuterony mají i primární složku. (zdroj: prezentace C. Delgado, CIEMAT, prezentace na ICHEP 2024).

Ještě dalším zdrojem kosmického záření je interakce primárního kosmického záření s jádry plynu, kterým je vyplněn mezihvězdný prostor. I ve vesmíru, stejně jako v zemské atmosféře můžeme mluvit o dvou komponentách kosmického záření, o primární a sekundární. U Země jsou primární částice a jádra, která přiletěla z vesmírného prostoru, a sekundární produkty interakce primární komponenty s atomovými jádry v atmosféře. U galaktického záření jsou primární komponentou částice a jádra vzniklá v popsaných vesmírných zdrojích a sekundární složka pak částice a jádra vzniklá při srážkách primární komponenty s atomovými jádry plynu vyplňujícího galaktický prostor.

Důležitým cílem studií pomocí spektrometru AMS-02 je tak oddělení a identifikace sekundární komponenty. Složení primární komponenty by mělo být velice podobné chemickému složení hmoty ve vesmíru. V něm existují prvky nebo izotopy, jejichž přítomnost je velmi nízká, prakticky nulová. Jde například o deuterium. Deuteron má velmi malou vazebnou energii a v primordiálním vesmíru i ve hvězdách ve fúzních reakcích velice lehce a rychle zaniká. Podobné „díry“ v chemickém složení primární komponenty kosmického záření jsou u některých dalších lehkých prvků, jako je lithium, beryllium, bor a fluor. Pokud tedy v galaktickém kosmickém záření pozorujeme v nezanedbatelném množství tato jádra, patří k sekundární komponentě a jejich původ je ve srážkách primárních jader kosmického záření s mezihvězdným plynem.

Rozdílné trendy v závislosti toku (intenzity) různých jader na energii (rigiditě). Je vidět, že je dramaticky rozdíl mezi jádry, která jsou primární komponentou a jádry sekundární komponenty. Naopak směrnice u jader patřících ke stejné komponentě jsou stejné (zdroj: prezentace Andrei Kounine z MIT na PAW´24 Workshopu).

Jestliže ve srážkách jader primární komponenty s mezihvězdným plynem vznikají jádra sekundární komponenty, musí v interakcích s mezihvězdným prostředím primární jádra zanikat. Se vzdáleností, kterou proletěly, jich tak ubývá. Jejich směr pohybu ovlivňuje galaktické magnetické pole. Doletí tak na omezenou vzdálenost. A ta je tím menší, čím větší je náboj jádra. Ionty hélia nám tak nesou informaci z větší vzdálenosti, než je tomu u jader iontů železa (viz obrázek).

Poprvé byly podrobně studovány deuterony z kosmického záření. Předpokládalo se, že jak deuterony, tak i helium 3, vznikají rozbitím helia 4. Tedy u obou se předpokládalo, že jde pouze o sekundární složku. Ukazuje se, že se poměr mezi počtem deuteronů a heliem 4 mění jinak s rigiditou, než je tomu u poměru mezi heliem 3 a heliem 4. Rozdíl v průběhu těchto poměrů ukazuje, že deuterony v galaktickém kosmickém záření by měly mít i významnou primární složkou.

Příklad jádra se sudým Z (uhlík), které mají jen malý podíl sekundární komponenty (zdroj: prezentace Andrei Kounine z MIT na PAW´24 Workshopu).

Ukazuje se, že spektrometr AMS-02 umožňuje studovat podíl primární a sekundární složkou. Potvrdil, že u jader se sudým Z je jen malá příměs sekundární komponenty a u těch s lichým Z pak daleko vyšší.

Z přesného měření kosmického záření s vysokými energiemi, pravděpodobností (účinných průřezů) jejich reakcí s jádry a složení a hustotě mezihvězdného plynu se dá modelovat produkce a složení sekundární komponenty kosmického záření. Díky přesným datům o spektrech různých jader a možnosti namodelovat sekundární složku máme možnost zjistit spektrum primárních jader. Z něho pak bude možné identifikovat různé zdroje této primární komponenty. Právě ostré změny směrnice závislosti intenzity na energii lze považovat za známku existence dalšího nového zdroje těchto urychlených jader.

Antihmota – antiprotony a antihelia

Pokud nejsou v našem vesmíru oblasti složené z antihmoty, tak tato vzniká ve srážkách částic a jader s vysokou energií. Jde o antiprotony. Ve srážkách těžkých jader s ultrarelativistickými energiemi se sice dají vyprodukovat i antihélia 4, ale s extrémně malou pravděpodobností. Poprvé se to podařilo na experimentu STAR v Brookhavenu, viz zde. Podrobněji je produkce a studium lehkých jader a antijader na urychlovačích analyzována v pozdějším článku. Jádra kosmického záření jsou lehčí, a to se týká i mezihvězdného plynu. Možnost, že by spektrometr AMS-02 zachytil antihélium ze sekundární složky kosmického záření je extrémně malá. Ovšem pro určení přesné hodnoty pravděpodobnosti vzniku antihélia nám pomáhají experimenty na urychlovačích.

Příklad jádra s lichým Z (dusík), které mají jen větší podíl sekundární komponenty (zdroj: prezentace Andrei Kounine z MIT na PAW´24 Workshopu).

Pokud tak spektrometr antihelium 4 zachytí, potvrzovalo by to existenci částí vesmíru z antihmoty nebo nějaké exotické možnosti jeho produkce ve srážkách kosmického záření. Antihélium by totiž mohlo masivně vznikat v oblasti vesmíru s převahou antihmoty a pro těžší antijádra jsou nutné i antihvězdy. To byl i jeden z důvodů konstrukce tohoto spektrometru. Pokud AMS-02 antihélium nezaznamená, nemusí být existence antihmotné oblasti v našem vesmíru vyloučena. Pravděpodobnost, že jádra kosmického záření z něj dorazí až k nám se vzdáleností rychle klesá. Nepozorování antihélia 4 je dalším důkazem, že v našem Vesmíru oblasti z antihmoty nejsou, nebo jsou extrémně daleko. Jiným důkazem této skutečnosti je nepozorování gama záření z anihilace, která by musela probíhat na hranicích mezi částmi s hmotou a antihmotou.

Případy, které jsou aspiranty na detekci antihélia 3 nebo antihélia 4. Jde o jednotku případů, zatímco detekovaných případů helia 3 a 4 jsou miliony (zdroj: prezentace: P. Zuccon, UNITN a TIFPA, MIAPbP konference, 2022).

Naopak, pokud se detekce nějakého antihélia potvrdí, ještě to nemusí prokazovat existenci oblastí s antihmotou v našem vesmíru, může jít také exotické procesy interakce kosmického záření. Při velmi malém počtu kandidátů na detekci antihélia je navíc potřeba velmi pečlivě rozebírat, zda určená hmotnost, náboj a rigidita (hybnost, energie) odpovídají předpokládané identifikaci. Zároveň je třeba vyloučit to, že jde o pozadí, které vzniká falešnou interpretací jiného děje. Je třeba připomenout, že jednotky kandidátů na antihélia se pozorují na pozadí milionů detekcí jader a částic kosmického záření. Seriózní prezentaci problematiky pak podle mě docela škodí bulvární prezentace předběžných nedokončených analýz, jako se objevila v anglické originále prezentovaném v nedávném článku.

Intenzita antiprotonů je zhruba deseti tisícina intenzity protonů. Antiprotony vznikají jako sekundární komponenta ve srážkách vysokoenergetických jader kosmického záření. Zatím hypoteticky však mohou vznikat i z reakcí částic temné hmoty. V tomto případě vznikají ve dvojici s protony, takto produkované protony jsou však těžko pozorovatelné na pozadí protonů urychlených ve vysokoenergetických procesech u supernov a dalších podobných zdrojů.

Porovnání spektra protonů a antiprotonů galaktického kosmického záření. Absolutní hodnota toku (intenzita) částic se dramaticky liší, ale tvar spektra je podobný (zdroj: prezentace Cheng Zhang, IHEP CAS, prezentace na ICHEP 2024).

V případě vyšší rigidity (hybnosti, energie) není tvar spektra antiprotonů příliš odlišný od spektra protonů. To by mohlo naznačovat, že není jen sekundární zdroj antiprotonů, ale také primární. Co by bylo tím primárním zdrojem, a jaký je poměr mezi primární a sekundární složkou protonů a antiprotonů v kosmickém záření by měly ukázat další měření a jejich analýza.

Přesnost měření elektronů a pozitronů z galaktického kosmického záření se pomocí spektrometru AMS-02 dramaticky zvýšila. Tok (intenzita) elektronů a pozitronů je normován na definovanou mocninu energie. Klesá totiž exponenciálně a bez dané normalizace by nebyly důležité závislosti viditelné (zdroj: prezentace Andrei Kounine z MIT na ICHEP 2024).

U antideuteronů se zatím nepodařilo pozorovat ani podezřelé případy. Analýza pozorování antijader v kosmickém záření je velmi důležitým zdrojem informací o našem Vesmíru.

Elektrony a pozitrony

Spektrometr AMS-02 znamenal dramatický posun v přesnosti měření spektra elektronů a pozitronů kosmického záření v oblasti energií jednotek až stovek gigaelektronvoltů. Spektra elektronů a pozitronů se dramaticky liší nejen v absolutních hodnotách toku (intenzity) částic, ale i ve svém tvaru. U pozitronů se jasně ukazuje nový dodatečný zdroj, kterým může být nějaký vesmírný objekt produkující vysokoenergetické záření nebo interakce částic temné hmoty.

Při pozorování pozitronů se jasně ukazuje nový zdroj, kterým může i interakce částic temné hmoty. Šedě jsou pozitrony produkované v interakci kosmického záření s mezihvězdným plynem a fialově pak nový zdroj (zdroj: prezentace Andrei Kounine z MIT na ICHEP 2024).

Tvar spektra pozitronů vznikajících ve srážkách jader kosmického záření s velmi vysokou energií s mezihvězdným plynem lze nasimulovat poměrně přesně z našich dosavadních znalostí. Přebývající část znamená nějaký neznámý nový zdroj pozitronů. Tím můžou být známé zdroje, jako například pulsary, nebo zdroje hypotetické, například interakce částic temné hmoty. Ten nový zdroj se může projevovat i v případě elektronů, ale kvůli daleko vyšší intenzitě elektronů v kosmickém záření z jiných zdrojů na jejich pozadí zaniká. Zdá se, že právě ještě přesnější pozorování pozitronů by mohla identifikovat částice temné hmoty, pokud jsou tímto novým zdrojem.

Závěr

Spektrometr AMS-02 dramaticky posunul naše poznání kosmického záření s energií mezi hodnotami v řádu stovek megaelektronvoltů a stovek gigaelektronvoltů, tedy dominantně galaktického kosmického záření. Nyní známe poměrně dobře jeho chemické složení a dobrou informaci získáváme i pro podíl primární a sekundární složky kosmického záření.

V roce 2025 se očekává vylepšení spektrometru AMS-02, před první křemíkový dráhový detektor se umístí větší, který zvýší akceptanci na 300 % původní (zdroj: prezentace Andrei Kounine z MIT na PAW´24 Workshopu).

Stejně tak se podařilo dramaticky zpřesnit údaje o antihmotě v kosmickém záření. Antiprotony mají pro vyšší energie podobný tvar spektra. Antideuterony se zatím nepozorovaly. U antihélia bylo pozorováno několik (jednotky) kandidátů na jejich pozorování. Zatím je však otázka, jestli to není pouze signál z pozadí, které vzniká dezinterpretací některých jevů v detekčním systému.

Doplněná statistika měření pozitronů pomocí vylepšeného AMS-02 by měla umožnit pozorovat nový zdroj pozitronů až k energii, kdy jeho intenzita klesne a začne být opět vidět vliv pozitronů vznikajících v interakci kosmického záření. Oranžová jsou současná data, světle modrá je projekce dat v roce 2030, zelená je simulace spektra pozitronů z kosmického záření (zdroj: prezentace Andrei Kounine z MIT na PAW´24 Workshopu).

Dramaticky se podařila zlepšit data o spektrech elektronů a pozitronů. Zde je vidět dramatický rozdíl ve tvaru spektra pozitronů a elektronů. Ukazuje se existence nového zdroje, kterým mohou být klasické pulsary nebo hypotetické částice temné hmoty. V současné době jde o jednu z nejperspektivnějších možných signatur případné temné hmoty.

V roce 2025 by mělo proběhnout vylepšen zařízení spektrometru AMS-02. Před první křemíkový dráhový detektor se umístí ještě jeden, který bude větší a zvětší akceptanci, tedy plochu sběru částic kosmického záření, na 300 % původní. Spektrometr by pak měl pracovat až do roku 2030, kdy by měl skončit provoz stanice ISS. I když nebude doba této etapy měření tak dlouhá, statistika získaných dat se zvětší díky zlepšeným parametrům významně,

Celková statistika u pozitronů se zvýší natolik, že bude možné pozorovat ve spektru místo, kde by se měla intenzita nového zdroje měla snížit na úroveň příspěvku sekundární složky. Zpřesnění průběhu spektra by pak mohla pomoci k identifikaci nového zdroje pozitronů. Pro ještě větší přesnost a pozorování pozitronů s ještě vyšší energií bude třeba ještě větší detekční sestavu. I o takových se uvažuje, ale i samotný AMS-02 nás jistě ještě potěší.

Přednáška o kosmickém záření a ochraně před ním pro českou Mars Society