5@5
Projektowany teleskop czerenkowski złożony z 5-ciu teleskopów (imaging) które miałyby być
umieszczone w Chile na wysokości 5km. To pozwoliłoby zejść z progiem na detekcję gamma
do około 10 GeV. (Aharonian)
ACCESS
Detektor promieni kosmicznych na ISS - planowany następca AMS-02.
AGASA
Największy przed Augerem naziemny detektor UHECR. Działalność, po długich latach,
zamknięta chyba w 2004. Znajdował się w Japonii (Akeno).
Zbudowany był ze 111 liczników scyntlacyjnych (2.2 m
2 każdy, oddalenie 1 km) na powierzchni około 100 km2
plus 27 liczników mionowych. AGASA zbierała dane od 1990 roku.
Zebrała 8 Big Events, najwiekszy o energii 200 EeV.
Poniżej przykład danych z AGASY. Niebieską linią zaznaczono przewidywania teoretyczne
uwzględniające obcięcie GZK. Ostatnio eksperyment Pierre Auger wydaje się potwierdzać
istnienie UHERCów o energiach powyżej odcięcia GZK.
AGILE
Niewielki satelita włoski naukowy z detektorem o masie ok. 130 kg
(krzem, kalorymetr), przewidziany do wyniesienia pod koniec 2005 roku
przez indyjską rakietą PSLV. Włosi mówią że chcą użyć indyjskiej rakiety
bo satelita ma latać na orbicie równikowej.
AGN
Active Galactic Nuclei
czyli centra galaktyk z supermasywną czarną dziurą,
dyskiem akreacyjnym i jetami.
ALMA
Budowany obecnie, największy radioteleskop świata. Bedzie się składał
z 64 ruchomych anten o średnicy 12 metrów każda. Miejsce budowy: Chile,
wysokość około 5000 m. npm. Budowa rozpoczyna się w styczniu 2003, pierwsze obserwacje będą
możliwe w 2006 roku.
AMANDA
Umieszczony na biegunie południowym detektor neutrin, wykorzystujący
lód jako ośrodek w którym wysokoenergetyczne miony powstałe w wyniku oddziaływania neutrin
emitują promieniowanie Czerenkowskie. Amanda ma dość wysoki próg energetyczny
przez co niezbyt nadaje się do badania neutrin atmosferycznych za to potrafi zrobić
neutrionowa mapę połnocnej hemisfery niebieskiej.
Obecnie AMANDę przebudowuje się zatapiając w lodzie nowe linie fotopowielaczy.
Nowy detektor ma osiągnąć aktywną objętość 1 km3. Nazywał się będzie IceCube.
AMS
Alpha Magnetic Spectrometer, lub raczej Antimatter Magnetic Spectrometer
(stacja kosmiczna już się nie nazywa Alpha). Niektórzy mówią Anti Matter Spectrometer.
Projekt trzeba podzielić na AMS-01, prototypowy detektor który poleciał na orbitę
w 1998 roku w misji STS-112 (jako secondary payload - głównym celem misji była
wymiana załogi na stacji MIR), oraz AMS-02 który zostanie umieszczony na Międzynarodowej Stacji
Kosmicznej ... no właśnie ... po ostatnim locie Discovery oraz huraganie Katarina który
poważnie uszkodził halę budowy external tanków do wahadłowców, data
przesunęła się w nieokreślone. Pewnie koło 2009-2010 roku.
Trochę danych:
magnes nadprzewodzący: B*L = 0.86 T*m*m
rozdzielczość detektora krzemowego: 10 mikrometra (bending plane) i
30 mikrometrów (non-bending)
dp/p ok 2% (poniżej 10 GV)
ECAL 15 X0
TOF time resolution - about 120-130 ps.
co się przekłada na rozdzielczość w beta ok. 5%
natomiast rozdzielczość w beta dla RICH jest ok. 0.1%, ale powyżej ok 6-7 GeV.
Maximal Detectable Rigidity (MDR) - above 2 TV.
antydeuteron
Antycząstka deuteronu. Zaobserwowana po raz pierwszy w 1965 roku
w zderzeniach protonów z tarczą Berylową w CERNie na akceleratorze PS.
Antydeuterony nie zostały jeszcze zaobserwowane
w promieniowaniu kosmicznym, aczkolwiek pewien niewielki ich strumień jest spodziewany.
Antydeuterony niskiej energii mogą być ciekawą sygnaturą anihilacji neutralin Ciemnej Materii.
Poniżej rysunek z pracy Salatiego and company przedstawiający spodziewany strumień
antydeuteronów z oddziaływań promieniowania kosmicznego z materią międzygwiezdną (linia ciągła),
oraz strumień spodziewany dla różnych modeli supersymetrycznych anihilacji neutralin
z halo galaktycznego (linie przerywane).
W chwili obecnej spodziewamy się że antydeuterony zostaną zaobserwowane przez eksperyment AMS-02,
aczkolwiek antydeuterony niskoenergetyczne, tam gdzie sygnał Ciemnej Materii
jest najsilniejszy a tło najsłabsze, będą obserwowane dopiero przez wyspecjalizowany
eksperyment GAPS.
antyproton
Antycząstka protonu, zaobserwowana pierwszy raz przez grupe Chamberlaina w 1955 roku.
Obserwowana w promieniowaniu kosmicznym.
asymetria barionowa
(Nbaryon-Nantibaryon)/Ngamma = ~ 10-10
Istnieje kilka modeli bariogenezy tłumaczących asymetrię barionową oraz fakt
tak wielkiego stosunku liczby fotonów do barionów we Wszechświecie. Asymetria barionowa
jest efektem spełnienia trzech kryteriów Saharowa:
niezachowanie B
złamanie C i CP
istnienie procesu łamiącego C/CP z dala od równowagi termodynamicznej
(tj. jeśli istnieją cząstki których rozpad łamie C/CP to czas ich rozpadu musi być
wystarczająco długi - dłuższy od prędkości chłodzenia się Wszechświata)
ATIC
Advanced Thin Ionization Calorimeter, eksperyment balonowy
który latał nad Antarktyką w grudniu 2000 i grudniu 2002 (w sumie 36 dni).
Akceptancja 0.23 m2sr.
Eksperyment zbudowany był z matrycy krzemowej, scyntylatorów
i 8-mio warstwowego kalorymentru (kryształy BGC)
Atmosfera
Grubość na poziomie morza: ok. 1000g/cm2. Balony latają na wysokości
gdzie grubość jest już tylko około 5g/cm2.
Auger
Pierre Auger Observatory to będące obecnie w fazie konstrukcji obserwatorium
do detekcji UHECR. Jako jednye w świecie używa ono hybrydowej metody detekcji
UHECR: zarówno macierzy detektorów cząstek (water Cerenkov, zawierające 12 ton wody każdy)
jak i detektorów promieniowania fluorecsencyjnego. Obserwatorium budowane jest w
Argentynie (Pampa Amarilla), ale planuje się drugią część umieścić na półkuli północnej
(Utah, USA).
Każda z lokalizacji detektora będzie składała się z 1600 tanków pokrywających
około 3000 km2 oraz z 4-6 detektorów światła fluorescencyjnego.
Hot news: październik 2004. Widzą eventy o 1020 eV (oficjalnie)
a może nawet 1021 eV (nieoficjalnie) - konferencja IEEE 2004 (Rzym).