Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 14 – vyšlo 19. dubna, ročník 11 (2013)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Prvé výsledky AMS-02

Michal Marčišovský

Antihmota vo Vesmíre nie je bežná komodita; tá, ktorá vznikla počas Veľkého tresku, sa dávno anihilovala. Jediné známe zdroje antihmoty v súčasnom Vesmíre sú zrážky častíc s vysokou energiou a β⁺ rozpad. Dlho očakávaný výsledok merania energetického spektra pozitrónovPozitron – antičástice k elektronu. Teoreticky existenci pozitronu předpověděl Paul Dirac v roce 1928. Experimentálně ho objevil v kosmickém záření Carl Anderson v roce 1932. v kozmickom žiareníKosmické záření – proud částic nejrůznějšího původu přilétající z vesmíru. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Může vznikat v supernovách, pulzarech, aktivních galaktických jádrech, atd. Naprostá většina částic kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Victorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 300 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry, a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. priniesol zatiaľ najpresnejšie merania a potvrdil výsledky predchádzajúcich experimentov – prebytok pozitrónov o vysokej energii, ktorých zdroj je zatiaľ neznámy.

Spektrometer AMS-02 je súčasťou experimentálneho vybavenia ISSISS – International Space Station, mezinárodní vesmírná stanice. Od roku 1993 je společným projektem americké NASA, Ruska, Kanady, evropských států sdružených v kosmické agentuře ESA a Japonska. První modul byl vynesen v roce 1998, první posádka na stanici byla v roce 2000. V roce 2008 byl k ISS připojen evropský výzkumný modul Columbus. V roce 2011 byl instalován víceúčelový americký modul Leonardo a v roce 2021 zatím poslední ruský modul Nauka. V roce 2011 letěl k ISS poslední raketoplán. Od té doby zajišťují styk se stanicí lety ruských lodí Sojuz, v poslední době se přidaly lodi Crew Dragon soukromé společnosti SpaceX. Na ISS operuje stálá posádka. od doby svojej inštalácie 19. mája 2011 a odvtedy detekoval viac ako 30 miliárd častíc primárneho kozmického žiarenia. Viac o konštrukcii detektoru AMS-02 sa dočítate v Aldebaran bulletine 19/2011.

Obr. 1: Detektor AMS-02 pripevnený na ISS. Zdroj: NASA.

Kosmické záření – proud částic nejrůznějšího původu přilétající z vesmíru. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Může vznikat v supernovách, pulzarech, aktivních galaktických jádrech, atd. Naprostá většina částic kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Victorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 300 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry, a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku.

Pozitron – antičástice k elektronu. Teoreticky existenci pozitronu předpověděl Paul Dirac v roce 1928. Experimentálně ho objevil v kosmickém záření Carl Anderson v roce 1932.

Pulzarová mlhovina – Pulsar Wind Nebula (PWN) nebo také plerion je mlhovina (odvrhnutá obálka hvězdy), která je buzena intenzivním relativistickým větrem nabitých částic emitovaných pulzarem v centru. Příkladem PWN je Krabí mlhovina. Jsou zdrojem energetických fotonů s energií někdy převyšující desítky GeV.

Geminga – zkratka z Gemini gamma-ray source. Je to rádiově tichý pulzar v souhvězdí Blíženců, který byl priřazen ke známému zdroji gama záření.

LSP – Lightest Supersymmetric Particle, označení pro nejlehčí elektricky neutrální supersymetrickou částici, která je stabilní. Je to také horký kandidát na temnou hmotu, kde se označuje WIMP.

Medzi kľúčovými meraniami, ktoré sa od AMS-02 očakávali, bolo zmeranie pomeru pozitrónov e⁺/(e⁺+e⁻) v kozmickom žiarení. Podľa predpovedí klasickej astrofyziky, ktorá zahŕňa „obyčajné“ procesy tvorby pozitrónov (supernovySupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: 1) jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo černou díru; 2) jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi., interakcie kozmického žiarenia), by mal tento pomer klesať s narastajúcou energiou častíc. Detektor AMS-02 meral tok pozitrónov v energetickom rozsahu 500 MeVElektronvolt – jednotka energie. Jde o energii, kterou získá elektron urychlením v potenciálovém rozdílu jeden volt, 1 eV = 1,6×10⁻¹⁹ J. V jaderné fyzice se používají spíše větší násobky této jednotky, kiloelektronvolt keV (10³ eV), megaelektronvolt MeV (10⁶ eV), gigaelektronvolt GeV (10⁹ eV), teraelektronvolt TeV (10¹² eV) nebo petaelektronvolt PeV (10¹⁵ eV). V těchto jednotkách se také vyjadřuje hmotnost (E=mc²) a teplota (E=k_BT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K. až 350 GeV a detekoval celkovo 6,8 miliónov pozitrónov.

Dňa 3. apríla 2013 kolaborácia AMS verejne prezentovala výsledky merania [1], v ktorom bol zmeraný nárast tohoto pomeru z asi 5 % pri energiách 10 GeV na približne 15 % pri energiách 350 GeV, viď obrázok 2. Bola tiež odmeraná izotropia tohoto pomeru a je s veľkou pravdepodobnosťou izotropný.

Obr. 2: Pomer pozitrónov (e⁺/(e⁺+e⁻)) v kozmickom žiarení ako funkcia energie.
Na obrázku sú tiež zobrazené výsledky experimentov PAMELA a Fermi-LAT.

Tento prebytok pozitrónov definitívne potvrdzuje predchádzajúce výsledky experimentov PAMELAPAMELA – sonda pro zkoumání částic kosmického záření. Název vznikl jako zkratka z anglického Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics. Detektor PAMELA byl umístěn na palubě ruské družice Resurs-DK1. Dne 15. června 2006 navedla nosná raketa Sojuz družici na eliptickou dráhu ve výšce mezi 350 až 610 km. Na vývoji sondy se podíleli vědci z Itálie, Německa, Ruska, Švédska, USA a Indie. a Fermi-LATFermi – americká gama observatoř, která se v roce 2008 stala následovníkem slavné gama observatoře Compton. Rozsah detekovaného záření: 10 až 300 GeV. Původně se tato observatoř jmenovala GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope), v srpnu 2008 byla přejmenována na Fermi Gamma-ray Space Telescope (FGST) podle významného italského kvantového fyzika. Observatoř je na nízké oběžné dráze s perigeem 536 km a apogeem 553 km. Na stavbě observatoře se kromě NASA také podílely CEA, DLR, ASI, JAXA a SNSB. Mise byla několikrát prodloužena, observatoř je stále funkční (2024). (bývalý GLAST). Viac o experimente PAMELA je sa možné dočítať v bulletinoch AB 34/2006 a AB 39/2009. Merania vykonané na experimente PAMELA však boli spochybňované, pretože nebol vybavený detektorom umožňujúcim dostatočne presnú separáciu protónov a pozitrónov (majú rovnaký náboj +1) a existovala možnosť, že niektoré protóny boli chybne označené ako pozitróny (zhruba 10^–4 zo všetkých prípadov a najviac práve v oblasti vyšších energií). Výsledky meraní detektoru Fermi-LAT trpeli systematickou chybou, pretože bol primárne skonštruovaný na pozorovanie vysokoenergetických fotónov, čo sú neutrálne častice, a nebol vybavený na určenie náboja častíc; na tento účel využíval zakrivenie dráhy častíc v zemskej magnetosféreMagnetosféra – oblast magnetického vlivu planety nebo jiného nebeského tělesa. U naší Země je dipólové magnetické pole vytvářeno v jádru elektrickými proudy o řádové hodnotě 10⁹ A. Toto pole je deformováno interakcí se slunečním větrem do charakteristického tvaru – magnetosféry Země. Magnetosféry planet jsou přirozeným ochranným štítem před nabitými částicemi slunečního větru..

Čo znamená prebytok (excess) pozitrónov?

Klasické modely predpovedajú klesajúce spektrum energie pozitrónov. Očakávalo sa, že pozitróny vznikajú ako sekundárne produkty pri zrážkach hadrónovej komponenty kozmického žiarenia s medzihviezdnym plynom (reakcia p+p, p+He, He+He → e⁺e^–). Experimenty vykonávané od konca 70-tych rokov ukazujú na možný nárast spektra pre vyššie energie, tieto merania však ani zďaleka nedosahovali presnosť dnešných experimentov.

V súčasnosti existujú dve relevantné procesy, ktoré by mohli byť zodpovedné:

1. Pulzary

Pulzary ako napríklad GemingaGeminga – zkratka z Gemini gamma-ray source. Je to rádiově tichý pulzar v souhvězdí Blíženců, který byl priřazen ke známému zdroji gama záření. a PWNPulzarová mlhovina – Pulsar Wind Nebula (PWN) nebo také plerion je mlhovina (odvrhnutá obálka hvězdy), která je buzena intenzivním relativistickým větrem nabitých částic emitovaných pulzarem v centru. Příkladem PWN je Krabí mlhovina. Jsou zdrojem energetických fotonů s energií někdy převyšující desítky GeV. okolo týchto pulzarovPulzar – neutronová hvězda, jejíž magnetická a rotační osa nemají shodný směr. Zářící oblasti v magnetických pólech hvězdy díky rotaci vytvářejí pro pozorovatele majákovým efektem pulzy, zpravidla radiové, výjimečně až rentgenové či gama. První pulzar byl objeven v roce 1967 Jocelyn Bellovou (dnes Jocelyn Bell Burnell) pod vedením Anthony Hewishe. sú známe zdroje vysokoenergetických fotónovFoton – základní kvantum energie elektromagnetického záření, polní částice elektromagnetické interakce. Má nulovou klidovou hmotnost a nemá elektrický náboj. Jeho energie a hybnost jsou přímo úměrné frekvenci záření (E = ħω, p = E/c). Stav fotonu zahrnuje také polarizaci, protože jde o příčné vlnění. Kvantování energie poprvé zavedl Max Planck při pokusech o vysvětlení záření černého tělesa. Albert Einstein dal těmto kvantům reálný význam v roce 1905 při vysvětlení fotoelektrického jevu. Samotný název foton poprvé pro tuto částici použil až americký fyzikální chemik Gilbert Lewis v dopise časopisu Nature z roku 1926. s energiou až 20 TeVElektronvolt – jednotka energie. Jde o energii, kterou získá elektron urychlením v potenciálovém rozdílu jeden volt, 1 eV = 1,6×10⁻¹⁹ J. V jaderné fyzice se používají spíše větší násobky této jednotky, kiloelektronvolt keV (10³ eV), megaelektronvolt MeV (10⁶ eV), gigaelektronvolt GeV (10⁹ eV), teraelektronvolt TeV (10¹² eV) nebo petaelektronvolt PeV (10¹⁵ eV). V těchto jednotkách se také vyjadřuje hmotnost (E=mc²) a teplota (E=k_BT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K.. Geminga je tretí najintenzívnejší zdroj gama žiarenia na oblohe, je to pozostatok supernovy, ktorá explodovala pred asi 370 000 rokmi a je vzdialený približne 250 parsekovParsek – pc, paralaktická sekunda, astronomická jednotka vzdálenosti. Jde o vzdálenost, ze které je vidět střední vzdálenost Země-Slunce (jedna astronomická jednotka) pod úhlem jedné obloukové vteřiny. Měří se kolmo k zornému paprsku. Číselně je 1 pc = 30×10¹² km, což je zhruba 3,26 světelného roku. Často používanými násobky jsou kiloparsek (kpc) a megaparsek (Mpc). od SlnkaSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×10⁶ km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×10⁶ km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×10⁶ K a zářivým výkonem 3,846×10²⁶ W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium.. Produkcia pozitrónov pri energetických procesoch v okolí pulzarov môže byť prirodzeným vysvetlením excesu pozitrónov nameraného AMS-02 a predchádzajúcimi experimentami.

Obr. 3: Namerané spektrum z AMS-02 a predchádzajúcich experimentov je porovnané s teoretickou predpoveďou pre pulzarovú hypotézu pôvodu excesu pozitrónov [2]. Hore: Predpoveď pre jediný pulzar (Geminga). Červenou bodkočiarkovanou čiarou je znázornené vypočítané energetické spektrum žiarenia z pulzara Gemingy. Dole: Výpočet spektra pre známe blízke pulzary a difúzne pozadie vzdialených pulzarov.

Ak však prijmeme túto hypotézu, niekoľko najbližších pulzarov bude zodpovedných za väčšinu pozitrónov, ktoré pozorujeme, a preto by sme mali namerať aspoň malú anizotropiu.

2. Temná hmota

Ďalšia možnosť, uprednostňovaná otcom AMS-02 Samuelom C. C. Tingom (spoluobjaviteľ častice J/Ψ, ktorá začala veľkú novembrovú revolúciu vo fyzike) je, že tieto prebytočné pozitróny pochádzajú z interakcií temnej hmoty, presnejšie z jej anihilácie v SUSYSUSY – SUSY (SUper SYmmetry), supersymetrie, symetrie mezi fermiony a bosony, která by se měla projevovat při vysokých energiích. Ke každému fermionu by měl existovat superpartner, který je bosonem, a naopak ke každému bosonu by měl existovat superpartner, který je fermionem. Názvy superpartnerů tvoříme příponou „ino" pro bosony a předponou „s“ pro fermiony. Tedy například foton – fotino, elektron – selektron. Přestože se tyto superpartnery zatím nepodařilo experimentálně pozorovat na urychlovači LHC, představuje supersymetrie významnou ingredienci v teorii superstrun. interpretácii:

χ⁰₁ + χ⁰₁ → γγ, l⁺l⁻, W⁺W⁻, ZZ,

kde χ⁰₁ je LSP neutralinoNeutralino – nejlehčí supersymetrická částice. Mělo by jít o směs kvantových stavů higsina, zina a fotina (superpartneři Higgsovy částice, Z⁰ a fotonu). Tento nejlehčí superpartner se nemůže samovolně rozpadat a měl by ve vesmíru přetrvat až dodnes. Je nejvážnějším kandidátem na částice temné hmoty., najľahšia supersymetrická častica, ktorá anihiluje sama so sebou a vytvorí pár fotónovFoton – základní kvantum energie elektromagnetického záření, polní částice elektromagnetické interakce. Má nulovou klidovou hmotnost a nemá elektrický náboj. Jeho energie a hybnost jsou přímo úměrné frekvenci záření (E = ħω, p = E/c). Stav fotonu zahrnuje také polarizaci, protože jde o příčné vlnění. Kvantování energie poprvé zavedl Max Planck při pokusech o vysvětlení záření černého tělesa. Albert Einstein dal těmto kvantům reálný význam v roce 1905 při vysvětlení fotoelektrického jevu. Samotný název foton poprvé pro tuto částici použil až americký fyzikální chemik Gilbert Lewis v dopise časopisu Nature z roku 1926., leptónovLeptony – skupina částic, mezi které patří elektron, těžký elektron (mion) a supertěžký elektron (tauon) a jejich neutrina (elektronové, mionové a tauonové). Tyto částice nepodléhají silné interakci, ale jen slabé a elektromagnetické (pokud jsou nabité). (elektrónyElektron – první objevená elementární částice. Je stabilní. Hmotnost má 9,1×10⁻³¹ kg a elektrický náboj 1,6×10⁻¹⁹ C. Elektron objevil sir Joseph John Thomson v roce 1897. Existenci antičástice k elektronu (pozitron) teoreticky předpověděl Paul Dirac v roce 1928 a objevil Carl Anderson v roce 1932., miónyMion – těžký elektron, hmotnost má 207 m_e. Střední doba života je přibližně 2×10⁻⁶ s. Těžký elektron se rozpadá na stabilní elektron, elektronové antineutrino a mionové neutrino. Mion se vyskytuje v sekundárních sprškách z kosmického záření. Mion byl objeven C. Andersonem v kosmickém záření za pomoci mlžné komory v roce 1936. alebo tauTauon – supertěžký elektron, hmotnost má 3 484 m_e. Jde o nestabilní částici se střední dobou života 3×10⁻¹³ s. Rozpadá se na své lehčí dvojníky (elektron nebo mion) a neutrina. Byl objeven v roce 1977 Martinem Perlem.) alebo bozónovBosony – částice, které mají celočíselný spin, symetrickou vlnovou funkci, nesplňují Pauliho vylučovací princip a podléhají Boseho-Einsteinově statistickému rozdělení. Například jsou to všechny skalární i vektorové mezony, fotony a gluony. Při nízkých teplotách se bosony mohou hromadit v základním stavu. slabej interakcieSlabá interakce – interakce s konečným dosahem, který je přibližně 10^–17 m. Působí pouze na levotočivé kvarky a leptony. Polními částicemi jsou vektorové bosony W⁺, W⁻ a Z⁰ se spinem rovným jedné. Hmotnosti částic jsou v rozmezí (80÷90) GeV. Typickým slabým procesem je například beta rozpad neutronu. Teorie slabé interakce se nazývá kvantová flavourdynamika (QFD).. Mióny a tau leptóny sú nestabilné a časom sa rozpadnú okrem iného na e⁺/e^–, podobne je to aj u slabých bozónov.

Obr. 3: Spektrum pomeru pozitrónov ako funkcia energie v di-miónovom kanáli [3].

Toto vysvetlenie je však spochybňované z viacerých dôvodov: Experimenty na urýchľovači LHCLHC – Large Hadron Collider. Urychlovač protonů na nominální energie 14 TeV. LHC byl vybudován ve středisku jaderného výzkumu CERN v tunelu po urychlovači LEP II, který má obvod 27 km. Do zkušebního provozu byl uveden v září 2008, ale zanedlouho došlo k poruše na jednom z magnetů. Urychlovač byl opětovně spuštěn v listopadu 2009. Od března 2010 probíhal fyzikální program na energii 7 TeV. V roce 2012 byl na urychlovači objeven Higgsův boson. Provoz na energiích blízkých nominální probíhá od roku 2015. nenašli zatiaľ ani náznak existencie SUSYSUSY – SUSY (SUper SYmmetry), supersymetrie, symetrie mezi fermiony a bosony, která by se měla projevovat při vysokých energiích. Ke každému fermionu by měl existovat superpartner, který je bosonem, a naopak ke každému bosonu by měl existovat superpartner, který je fermionem. Názvy superpartnerů tvoříme příponou „ino" pro bosony a předponou „s“ pro fermiony. Tedy například foton – fotino, elektron – selektron. Přestože se tyto superpartnery zatím nepodařilo experimentálně pozorovat na urychlovači LHC, představuje supersymetrie významnou ingredienci v teorii superstrun.. Ak by existovali LSPLSP – Lightest Supersymmetric Particle, označení pro nejlehčí elektricky neutrální supersymetrickou částici, která je stabilní. Je to také horký kandidát na temnou hmotu, kde se označuje WIMP. a prebytočné pozitróny vznikli z ich anihilácie, v spektre by mala byť pozorovateľná hrana viac či menej ostrá (závisí od hmotnosti neutralinNeutralino – nejlehčí supersymetrická částice. Mělo by jít o směs kvantových stavů higsina, zina a fotina (superpartneři Higgsovy částice, Z⁰ a fotonu). Tento nejlehčí superpartner se nemůže samovolně rozpadat a měl by ve vesmíru přetrvat až dodnes. Je nejvážnějším kandidátem na částice temné hmoty.), ktorá pre vyššie energie splynie s pozadím. Ďalšia výhrada spočíva v tvrdení, že ak pozorujeme anihiláciu v kanáli s konečnými stavmi elektrón a pozitrón, tiež by sme mali pozorovať aj iné anihilačné kanály, najpravdepodobnejšie s konečným stavom protón-antiprotón. Tento kanál je dobre pozorovateľný, ale nebol tu pozorovaný výrazný prebytok antiprotónov.

Oba modely, pulzarový a rovnako aj anihilácia temnej hmotyTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou., sú schopné popísať namerané dáta. PulzarovéPulsar – neutronová hvězda, jejíž magnetická a rotační osa nemají shodný směr. Zářící oblasti v magnetických pólech hvězdy díky rotaci vytvářejí pro pozorovatele majákovým efektem pulzy, zpravidla radiové, výjimečně až rentgenové či gama. První pulzar byl objeven v roce 1967 Jocelyne Bellovou pod vedením Anthony Hewishe. modely majú „to správne“ vypočítané energetické spektrum. Stále však máme medzery v znalostiach urýchľovacích mechanizmov nabitých častíc u pulzarov, a práve detaily v nameranom energetickom spektre by mohli naznačiť vhodný smer.

Modely anihilácie temnej hmoty taktiež dobre popisujú namerané dáta vďaka správnemu nastaveniu parametrov modelu, avšak vyžadujú existenciu hypotetických častíc, ktoré sú predpovedané supersymetrickými teóriami. Posledné výsledky z LHC pre SUSY nevyzerajú pozitívne a ak SUSY naozaj existuje, jej častice budú mať väčšiu hmotnosť, než sa zatiaľ v teóriách predpokladalo. Dochádza k synergickému efektu medzi vesmírnymi experimentami ako je AMS-02 a pozemskými (LHC), navzájom sa dopĺňajú v hľadaní novej fyziky za Štandardným Modelom. AMS-02 pokračuje v meraní a v blízkej budúcnosti za pomoci väčšej akumulovanej štatistiky bude dosiahnutá ešte väčšia presnosť merania a pokrytie spektra do vysokých energií, čo môže priniesť rozuzlenie záhady prebytku pozitrónov.

Odkazy