Notes

Pencarian Dark Matter
Para fisikawan secara khusus tertarik dengan positron berenergi tinggi (positron adalah anti-partikel dari elektron), yang dapat dihasilkan dari tumbukan partikel Dark Matter di dalam galaksi Bimasakti. Namun, kemampuan AMS untuk mendeteksi Dark Matter mengundang kontroversi. Magnet di dalam detektor seharusnya adalah piranti superkonduktor dengan kekuatan medan magnet 0,87 Tesla, yang menghabiskan waktu hampir satu dekade untuk rancangan dan pembuatannya. Tapi, pada tahun 2010, para ilmuwan tiba-tiba memutuskan untuk memakai magnet permanen yang lebih lemah yang telah diuji coba di luar angkasa pada tahun 1998.
Perubahan ini dibuat untuk merespons keputusan ilmuwan memperpanjang masa kerja ISS sampai tahun 2020 atau lebih. Magnet superkonduktor hanya memiliki suplai helium cair (untuk pendingin) selama tiga tahun, sehingga dapat membuat AMS tidak berfungsi pada sebagian besar masa kerja ISS. Sebagai tambahan, uji coba AMS di CERN pada awal 2010 menunjukkan bahwa detektor tersebut lebih panas daripada yang diharapkan – sehingga membuat helium cepat habis.
Meskipun sejumlah kritikan mengklaim bahwa konfigurasi baru ini hanyamengurangi kemampuan detektor untuk menemukan Dark Matter, sebagian ilmuwan lain yakin bahwa perubahan mendadak ini justeru akan memberikan kegagalan.
Strangelets
AMS juga dapat mendeteksi strangelets, yaitu materi yang terdiri dari kumpulan quark up, down, dan strange dengan kerapatan yang luar biasa besar. Jenis baru materi ini pertama kali diusulkan oleh Edward Witten pada tahun 1984, tapi belum pernah ditemukan di dalam eksperimen. Strangelets dapat dihasilkan oketika sinar kosmik berenergi tinggi menghantam atmosfer Bumi. Partikel-partikel ini diperkirakan memiliki rasio massa-muatan yang sangat tinggi, yang berarti mereka seharusnya bergerak lurus dalam detektor AMS.
AMS menggunakan serangkaian lembaran silikon yang diletakkan nyaris berhimpitan di sepanjang lobang magnet. Lembaran silikon ini bertugas untuk mendapatkan posisi partikel selama mereka bergerak di dalam magnet. Untuk mengoptimalkan pergantian magnet sebanyak mungkin, tim AMS telah menggeser dua dari lembaran silikon ini keluar lobang magnet. Para peneliti AMS mengklaim bahwa resolusi momentum dari konfigurasi baru ini (dengan magnet permanen) berada di dalam 10% dari yang mungkin dihasilkan oleh magnet superkondutor.
Tim AMS juga mengatakan bahwa perpanjangan masa eksperimen membuat AMS dapat mengumpulkan data enam kali lebih banyak dan meningkatkan kemungkinan untuk melihat kejadian-kejadian langka sinar kosmik,. Sebagai tambahan, jangkauan misi ini dapat diperluas sepanjang siklus utuh Matahari, sehingga juga dapat mempelajari efek Matahari terhadap fluks sinar kosmik.
Penyebab penurunan intensitas sinar kosmik dapat dianalisis dari pola penurunan intensitasnya. Dengan menggunakan data intensitas sinar kosmik dari Calgary, data awan magnet dari Magnetic Field Investigation (MFI), dan data Sudden Storm Commencement (SSC) dari National Geophysical Data Center, diperoleh bahwa penurunan dapat disebabkan oleh interplanetary shock, awan magnet, gabungan shock dan awan magnet, serta penurunan yang bukan karena shock atau awan magnet. Analisis dilakukan dengan membandingkan waktu mulainya penurunan intensitas sinar kosmik dengan waktu tibanya awan magnet dan waktu terjadinya SSC
Bumi setiap saat dihujani oleh atom-atom yang terionisasi dan partikel subatomik lain yang disebut sebagai sinar kosmik. Sinar kosmik terdiri dari partikel partikel yang berenergi tinggi dan dibagi menjadi dua komponen yaitu partikel-partikel yang berasal dari luar heliosfer (yang disebut sebagai sinar kosmik galaksi) dan yang berasal dari Matahari (disebut sebagai partikel energetik). Energi yang dibawa oleh sinar kosmik umumnya berkisar antara 100 MeV sampai 10 GeV (Crosby, 2007). Sinar kosmik mempunyai peran yang cukup penting pada lingkungan Bumi. Sinar kosmik dapat mengakibatkan ionisasi pada lapisan D di ionosfer, yaitu pada ketinggian 50 km – 90 km di atas permukaan Bumi. Di samping itu sinar kosmik juga berpengaruh terhadap variabilitas iklim di Bumi karena sinar kosmik ini dapat berinteraksi dengan atmosfer Bumi dan membentuk aerosol yang membantu pembentukan awan. Jumlah awan yang terbentuk di atmosfer akan berpengaruh pada jumlah sinar Matahari yang sampai ke permukaan Bumi. Banyaknya sinar kosmik yang sampai di permukaan Bumi dipengaruhi oleh dua fenomena, yaitu angin surya dan medan magnet Bumi. Angin surya merupakan plasma yang termagnetisasi yang berasal dari Matahari, dan dapat menyapu partikel-partikel dengan energy di bawah 1 GeV. Angin surya mempunyai variasi yang sesuai dengan aktivitas Matahari. Oleh sebab itu jumlah sinar kosmik yang masuk ke atmosfer Bumi berbanding terbalik dengan aktivitas Matahari. Medan magnet Bumi juga dapat mengurangi jumlah sinar kosmik yang sampai di Bumi. Intensitas sinar kosmik di ekuator lebih rendah dari pada di kutub, karena partikel bermuatan bergerak mengikuti garis medan magnet. Penurunan intensitas sinar kosmik yang terjadi secara cepat disebut sebagai Forbush Decrease. Istilah inimenunjukkan penurunan sinar kosmik yang terjadi dalam satu hari dan akanpulih kembali ke tingkat intensitas sebelumnya atau ke tingkat intensitasyang baru beberapa hari kemudian (Venkatesan dan Ananth, 1991).Sanderson et al. (1990) menunjukkan Analisis Penurunan Intensitas Sinar Kosmik (Clara Y.Yatini) 37 bahwa penurunan sinar kosmik dapat disebabkan oleh awan magnet. Awan magnet adalah suatu struktur dalam ruang antarplanet yang mempunyai medan magnet kuat (Burlaga et al., 1981) dan terkait dengan lontaran massa korona (Coronal Mass Ejection/ CME) dari Matahari (Badruddin, 2001). Awan magnet dapat mengakibatkan perubahan signifikan pada sinar kosmik (Mishra et al., 2005) karena medan magnet yang kuat dapat menyapu sinar kosmik yang menuju ke permukaan Bumi. Adanya gelombang kejut di ruang antarplanet (interplanetary shock) juga berpengaruh pada penurunan intensitas sinar kosmik (Webb dan Wright, 1990), karena adanya shock dapat mempertinggi kecepatan angin surya yang dapat mengurangi intensitas sinar kosmik. Pada tulisan ini akan dibahas beberapa pola yang tampak pada penurunan intensitas sinar kosmik. Perbedaan pola ini dikaitkan dengan adanya interplanetary shock dan awan magnet, untuk mengetahui dan membedakan penyebab utama dari penurunan intensitas tersebut. Perbandingan dilakukan dengan melihat waktu datangnya shock, waktu datangnya awan magnet, serta waktu mulainya penurunan intensitas dan waktu intensitas minimum dari sinar kosmik.

* 3.1 Penurunan Sinar Kosmik karena;
1. Interplanetary Shock
Gambar 3-1 menunjukkan intensitas sinar kosmik pada tanggal 10– 14 April 2001. Pada gambar tersebut, garis vertikal utuh menunjukkan waktu sampainya shock (yang diperoleh dari waktu munculnya SSC), sedangkan garis vertikal putus-putus menunjukkan waktu datangnya awan magnet. Pada plot intensitas sinar kosmik terlihat bahwa penurunan intensitas terjadi setelah sampainya shock. Shock terdeteksi pada tanggal 11 April 2001 jam 15 UT, sedangkan awan magnet terdeteksi hampir 17 jam kemudian. Pada saat awan magnet tiba, penurunan intensitas sudah selesai dan intensitas sinar kosmik mulai mengalami pemulihan. Peristiwa penurunan sinar kosmik yang masuk dalam kategori ini menunjukkan bahwa turunnya sinar kosmik mulai terjadi hampir bersamaan dengan datangnya muka gelombang kejut (shock front), sedangkan waktu datangnya awan magnet terjadi setelah intensitas sinar kosmik mencapai minimum. Bisa dikatakan bahwa yang berperan pada penurunan intensitas sinar kosmik pada peristiwa semacam ini adalah interplanetary shock, bukan awan magnet. Lockwood et al. (1991)juga menyimpulkan bahwa adanya daerah turbulensi di antara shock dan awan magnet cukup efektif untuk menahan sinar kosmik.
* 3.2 Penurunan Sinar Kosmik karena
1. Awan Magnet
Pada Gambar 3-2 terlihat bahwa penurunan sinar kosmik terjadi setelah datangnya awan magnet, walaupun sebelum itu terdapat shock. Intensitas sinar kosmik ini mencapai minimum 7 jam setelah datangnya awan magnet dan kemudian pulih setelah 2 hari kemudian. Pada kategori ini terlihat bahwa penurunan sinar kosmik dipicu oleh lewatnya awan magnet. Awan magnet mempunyai medan magnet yang cukup kuat. Jadi dalam peristiwa ini penurunan intensitas sinar kosmik disebabkan oleh kenaikan kuat medan magnet, seperti yang diperoleh Sanderson et al. (1990) yang menyatakan bahwa awan magnet mempunyai pengaruh yang tinggi terkait dengan turunnya intensitas sinar kosmik.
2. Penurunan Sinar Kosmik karena Interplanetary Shock dan Awan Magnet
Penurunan intensitas sinar kosmik terjadi segera setelah sampainya shock dan terus berlanjut setelah datangnya awan magnet. Awan magnet tiba enam jam setelah datangnya shock. Sedangkan intensitas sinar kosmik terus turun sampai mencapai minimum menjelang jam 00 UT tanggal 23 November 1997. Tampak bahwa penurunan intensitas ini bisa saja disebabkan karena shock dan awan magnet.
3. Penurunan Sinar Kosmik yang Bukan Disebabkan oleh Interplanetary Shock Maupun Awan Magnet
Untuk pola intensitas yang tidak sesuai dengan pola yang diakibatkan oleh shock maupun awan magnet termasuk dalam kategori ini. Penurunan intensitas sinar kosmik terjadi setelah datangnya shock maupun awan magnet. Penurunan intensitas yang terbesar, yaitu pada tanggal 25 Maret 2002 tampaknya tidak disebabkan oleh awan magnet yang datang pada tanggal 24 Maret maupun shock yang datang pada tanggal 23 Maret. Selain karena shock dan awan magnet penurunan intensitas sinar kosmik juga dapat disebabkan oleh Corotating Interaction Region (CIR) (Klein dan Burlaga, 1982 ; Badruddin et al., 1986). CIR disebabkan oleh angin surya yang berkecepatan tinggi menumbuk angin surya dengan kecepatan rendah yang berada di depannya. Medan magnet dalam CIR ini cukup tinggi (Tsurutani et al., 2006) sehingga dapat mengurangi intensitas sinar kosmik.