L`esperimento AMS-02 - Dipartimento di Fisica e Geologia

L’esperimento AMS-02
Adriano-Costantino Pigna
Presentazione per il corso di Rivelatori Per
La Fisica Delle Alte Energie
• Introduzione all’esperimento
• Analisi dei rivelatori utilizzati
–TRD
–TOF
–Spettrometro magnetico
–RICH
–ECAL
– TAS
– Star Tracker
– Elettronica
IntroduzIone all’esperImento
AMS-02 (Alpha Magnetic
Spectrometer) 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.
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 of
downlink 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?”
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
dN
 E 
dE
  2.7
  3.1
  2.5
per energie E≤1016 eV
per energie 1016≤E≤1019 eV
per energie E≥1019 eV
Analisi dei rivelatori utilizzati
TRD
Rivelatore a radiazione di transizione
medium
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.
vacuum
electron
• θemissione ~ 1/γ  la radiazione è emessa molto collimata alla traccia della
particella carica
1
W

 p
• L’energia irraggiata ad ogni superficie di separazione è
3
2
N ee
dove  p 
è la frequenza di plasma.
 0 me
• 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.
TRD di AMS-02
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
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 straw
tubes. 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.
• 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.
Gas System della TRD
Xenon
CO2
• 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.
Tof
time 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 :
t 


ovviamente per particelle relativistiche.
Usando una scala
logaritmica abbiamo:
Lc
lnt   lnm  m   ln 2
2p
2
1

L 1
1  L
Lc
 
 
1  m12c 2 / p 2  1  m22c 2 / p 2  2 m12  m22
c  1  2  c
2p
2
2

• Trigger
mi da il segnale che
fa partire l’acquisizione
dei dati provenienti dai
vari subdetectors.
start
stop
• Rivela il punto di
passaggio di una particella
• Consente di calcolare β
della particella e quindi la
sua massa
L
p m
ZeR
  R

m
c
Ze
Ze

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.
TOF di AMS-02
Il 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.
ACC AntiCoincidence Counter
I 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
ACC AntiCoincidence Counter
L’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:
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.
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.
Spettrometro Magnetico
La legge fisica alla base di ogni
spettrometro è la Forza di Lorentz
x

dp
q

dt m
 
 p  B


Con |p| costante.
y
z
La forma di questa equazione
cioè dp/dt ortogonale a p ed
a B implica moto circolare.
fascio
targhetta
Il raggio di curvatura della
traiettoria è dato da
Camere per trovare
le tracce
Definendo la rigidità della
particella come R=p/q
ρ=(p/qB)
Ho la semplice relazione
R=ρB
Poiché il Tracker misura la curvatura (tramite il metodo della sagitta),
la rigidità può essere calcolata facilmente.
Spettrometro Magnetico: il Tracker
Il 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.
Spettrometro Magnetico: il Tracker
Il 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 circolare
che 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).
Spettrometro Magnetico: il TTCS
Con 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-out
consuma 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.
Spettrometro Magnetico: il magnete
Il 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.
Spettrometro Magnetico: il magnete
Le 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 termomeccaniche e altre componenti.
RICH
La radiazione Cerenkov e’ emessa ogniqualvolta una particella carica
attraversa 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  gli
atomi 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 qualitativamente
come un’onda d’urto come succede per un aereo supersonico.
llight=(c/n)t
wav
e fro
nt

lpart=ct
1
cos C 
n
with n  n( )  1
C
RICH
Ring 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
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.
RICH
All’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.
ECAL
Il 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.
ECAL
I processi dominanti di interazione radiazione-materia per
particelle di alta energia sono
Bremmstrahlung
Produzione di coppie
Z,A
Sciame elettromagnetico
ECAL Sciame elettromagnetico
Caratteristiche di uno sciame elettromagnetico
 Sviluppo longitudinale
dE
 t  e t
dt
 Massimo dello sciame
t max  ln
 Contenimento longitudinale
t95%  t max  0.08Z  9.6
Ec è l’energia critica
E0 1
EC ln 2
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.
ECAL di AMS-02
Quindi ECAL di AMS-02 è
un calorimetro a sampling
che, grazie ai superlayers,
consente una ricostruzione
in 3-D dello sciame prodotto
a 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.
ECAL di AMS-02: risoluzione
La risoluzione di un
calorimetro è data da:
dove:
 (E)
E
1

E
 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
d
X0
Altri elementi: il tas
E’ 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 monocromatici
estratti 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.
Altri elementi: il tas
Nello 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.
Altri elementi: lo STAR
tracker
AMS 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 Tracker
necessita 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.
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).
Altri elementi: l’elettronica
Elettronica 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.