L’esperimento AMS-02

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



 E

dE dN

5 . 2

1 . 3

7 . 2













per energie 10¹⁶≤E≤10¹⁹ eV per energie E≥10¹⁹ eV

Analisi dei rivelatori utilizzati

TRD

Rivelatore a radiazione di transizione

Ogni volta che una particella

carica incontra una discontinuità

nell’attraversamento di una

superficie di separazione tra due mezzi

ho la cosiddetta radiazione di transizione .

medium vacuum

electron

• θ_emissione ~ 1/γ ^ la radiazione è emessa molto collimata alla traccia della particella carica

• L’energia irraggiata ad ogni superficie di separazione è dove è la frequenza di plasma.







3

 1

e e

p m

e N

0 2

  

• i radiatori devono essere a basso Z per evitare di riassorbire i fotoni emessi, visto che l’effetto

fotoelettrico va come Z

.

• 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/ω

e per radiatori plastici

con γ~1000 è dell’ordine di grandezza di qualche μm.

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

TRD

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.

• 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.

Gas System della TRD

Xenon CO₂

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 :

  



2 2 1 2

2 2 2 2

2 2 1 2

1 1 1 / 1 / 2

1 m m

p p Lc

c m p

c c m

L c

t L      

 



 



  

ovviamente per particelle relativistiche.

Usando una scala logaritmica abbiamo:

  



ln 2 ln

ln p

m Lc m

t   



• Trigger

mi da il segnale che

fa partire l’acquisizione dei dati provenienti dai vari subdetectors.

• Rivela il punto di

passaggio di una particella

• Consente di calcolare β della particella e quindi la sua massa

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.

start stop





  m ^ZeR

Ze m Ze

R p c

L     



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

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

fascio

targhetta

Camere per trovare le tracce

x y

z

 

 

 

 



B m p

q dt

p d



Con |p| costante.

La forma di questa equazione cioè dp/dt ortogonale a p ed a B implica moto circolare.

Il raggio di curvatura della traiettoria è dato da

ρ=(p/qB)

Definendo la

rigidità

particella come

R=p/q

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 termo- meccaniche e altre componenti.

La radiazione Cerenkov e’ emessa ogniqualvolta una particella carica

RICH

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 θ_C puo’ essere interpretato qualitativamente come un’onda d’urto come succede per un aereo supersonico.

_C l_part=ct

l_light=(c/n)t



wave front

1 ) ( 1 with

cos    

  n n

C

n

RICH

Ring Imaging Čerenkov Counters ( RICH )

I RICH misurano l’angolo θ_C 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

 Massimo dello sciame

 Contenimento longitudinale

e

dt t

dE 

2 ln ln

1

max

EC

t  E

6 . 9 08

.

max

0

%

95

 t  Z 

t

E_c è l’energia critica

ECAL ^{di AMS-02}

Il calorimetro è un pancake di 9 super-strati per un’area attiva di 648×648 mm

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

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:

0

1 )

(

X d E

E

E 



dove:

 d = distanza tra gli scintillatori (cioè tra i detector)

 X

= lunghezza di radiazione

La risoluzione prevista per l’ECAL nel caso di elettroni è

che migliora all’aumentare dell’energia della particella incidente

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

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.