Dark Ma'er Searches at AMS: Precision Measurement of - - PowerPoint PPT Presentation
Dark Ma'er Searches at AMS: Precision Measurement of Charged Elementary Par=cles in the Cosmos W. Xu / MIT on behalf of AMS Collabora6on
¡
LP2017, ¡ ¡SYSU, ¡GuangZhou, ¡Aug. ¡7-‑12, ¡2017 ¡
1 ¡
USA
MIT - CAMBRIDGE NASA GODDARD SPACE FLIGHT CENTER NASA JOHNSON SPACE CENTER
YALE UNIVERSITY - NEW HAVEN
MEXICO
UNAM
FINLAND
FRANCE
LUPM MONTPELLIER LAPP ANNECY LPSC GRENOBLE
GERMANY
RWTH-I. KIT - KARLSRUHE
ITALY
ASI IROE FLORENCE INFN & UNIV. OF BOLOGNA INFN & UNIV. OF MILANO-BICOCCA INFN & UNIV. OF PERUGIA INFN & UNIV. OF PISA INFN & UNIV. OF ROMA INFN & UNIV. OF TRENTO
NETHERLANDS
ESA-ESTEC NIKHEF
RUSSIA
ITEP KURCHATOV INST.
SPAIN
CIEMAT - MADRID I.A.C. CANARIAS.
SWITZERLAND
ETH-ZURICH
CHINA
CALT (Beijing) IEE (Beijing) IHEP (Beijing) NLAA (Beijing) SJTU (Shanghai) SEU (Nanjing) SYSU (Guangzhou) SDU (Jinan)
KOREA
EWHA KYUNGPOOK NAT.UNIV.
PORTUGAL
TAIWAN TURKEY
METU, ANKARA
BRASIL
IFSC ¡– ¡SÃO ¡CARLOS ¡INSTITUTE ¡OF ¡PHYSICS
AMS ¡is ¡an ¡Interna=onal ¡Collabora=on ¡ 46 ¡Ins=tutes ¡from ¡15 ¡Countries ¡
CSIST (Taipei) NCU (Chung Li) NCKU (Tainan)
AMS ¡is ¡sponsored ¡by ¡US ¡DOE ¡and ¡NASA ¡ and ¡supported ¡by ¡many ¡funding ¡agencies ¡around ¡the ¡world ¡
2 ¡
χ χ p, p,e−,e+,γ p, p,e−,e+,γ
Annihila=on ¡ Sca'ering ¡ Produc=on ¡ LHC ¡
CDEX ¡ CDMS ¡ CRESST ¡ DARKSIDE ¡ DEAP ¡ LUX ¡ PandaX ¡ PICO ¡ XENON ¡ … ¡
3 ¡
𝜓 ¡+ ¡𝜓 → ¡e+, ¡p, ¡𝛿, ¡… ¡
… ¡+𝜓 ¡+ ¡𝜓 ← ¡p ¡+p ¡ HESS, ¡HAWC, ¡VERITAS, ¡MAGIC, ¡IceCube, ¡… ¡ PAMELA, ¡FERMI, ¡CALET, ¡DAMPE, ¡AMS, ¡...
p, ¡He ¡+ ¡ISM ¡à ¡e+, ¡p ¡+ ¡… ¡
AMS ¡
χ ¡ χ ¡ χ ¡ χ ¡ χ ¡ χ ¡ χ ¡ χ ¡ χ ¡
ISM ¡
¡1001; ¡J. ¡Ellis ¡26th ¡ICRC ¡(1999) ¡
e+ ¡and ¡p ¡are ¡rare ¡species ¡in ¡cosmic ¡rays ¡ The ¡collision ¡of ¡cosmic ¡rays ¡with ¡interstellar ¡medium(ISM) ¡ will ¡produce ¡e+ ¡and ¡p ¡ The ¡collision ¡of ¡dark ¡ma]er ¡par6cles ¡will ¡produce ¡ ¡ addi6onal ¡e+ ¡and ¡p ¡
4
The ¡excess ¡of ¡e+ ¡and ¡p ¡can ¡be ¡accurately ¡measured ¡by ¡AMS ¡
TRD ¡ TOF ¡ Tracker ¡ TOF ¡ RICH ¡ ECAL ¡
1 ¡
2 ¡
7-‑8 ¡ 3-‑4 ¡ 9 ¡ 5-‑6 ¡
Transi=on ¡Radia=on ¡Detector ¡ e±/p, ¡Z ¡ Silicon ¡Tracker ¡ ¡Z, ¡P, ¡Rigidity(R=P/Z) ¡ Electromagne=c ¡Calorimeter ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ e±/p, ¡E ¡of ¡e± ¡ Ring ¡Imaging ¡Cherenkov ¡ ¡ ¡Z, ¡E ¡ Time ¡of ¡Flight ¡ ¡ Z, ¡E ¡
¡The ¡Charge(Z) ¡and ¡Energy(E) ¡ ¡
are ¡measured ¡independently ¡ ¡ by ¡several ¡detectors ¡
¡
Precise ¡iden<fica<on ¡of ¡par<cle ¡ ¡and ¡nuclei ¡species ¡
¡Magnet ¡ ±Z ¡
5
e- p
dE/dx ¡
proton ¡rejec6on
6 ¡
proton ¡rejec=on: ¡103 ¡to ¡104
1 5 6 3 4 7 8 9 2
TRD ECAL RICH
MAGNET
TOF TOF
Z=1 Data
1.4 ¡kG ¡ <σ> ¡= ¡10 ¡μm ¡
7 ¡
Maximum ¡Detectable ¡Rigidity(MDR) ¡ ¡ 2.0 ¡TV ¡for ¡Z=1 ¡par=cles ¡
Single ¡point ¡resolu6on
L1 ¡to ¡L9: ¡3 ¡m ¡level ¡arm ¡
Momentum [GeV/c] 1 10 100 1000 Proton Rejection 1 10
2
10
3
10
4
10
5
10
directions and energies of e± to TeV
measured with test beam
ECAL and Tracker
σ(E) 10.6±0.1 E √E +(1.25±0.03)% = σ(E) 10.6±0.1 E √E +(1.25±0.03)% =
Test Beam Results
σ E E = (10.4 E ⊕1.4)% Energy ¡Resolu6on ¡ Energy ¡[GeV] ¡
8 ¡
NIMA, ¡869 ¡(2017) ¡110–117
proton ¡rejec=on ¡> ¡104
Detector ¡calibra=on ¡ Monte ¡Carlo ¡simula=on ¡
Intensive ¡Test ¡Beam ¡@ ¡CERN: ¡ ¡ ¡ ¡ ¡Par=cle ¡type: ¡ ¡p, ¡e±, ¡π± ¡ ¡Energy ¡ ¡ ¡(10−400 ¡GeV) ¡ ¡Posi=on ¡(2000) ¡ Monte ¡Carlo ¡simula=on: ¡
Results ¡in ¡data-‑like ¡events ¡ 10,000 ¡CPU ¡cores ¡at ¡CERN ¡ + ¡regional ¡centers ¡
9 ¡
In 6 years AMS has collected over 100 billion events.
May ¡24, ¡2017 ¡
AMS will continue to collect data in the life time of ISS (2024)
10 ¡
Redundant ¡par=cle ¡iden=fica=on ¡using ¡TRD, ¡ECAL ¡and ¡Tracker ¡ ¡ Z(±1) ¡x ¡TRD ¡es=mator ¡ ECAL ¡es=mator ¡
10 ¡< ¡E ¡<500 ¡GeV ¡
11 ¡
TRD ¡-‑ ¡Charge ¡Confusion ¡Es=mator ¡2D ¡phase ¡space ¡
12 ¡
e-‑ ¡-‑> ¡e+ ¡
Proton ¡ Positron ¡
e-‑ ¡-‑> ¡e+ ¡
Proton ¡
Positron ¡
Fit ¡to ¡Data, ¡Posi=ve ¡Rigidity, ¡151-‑173 ¡GeV ¡
The rise of the positron fraction was first observed by HEAT, confirmed by PAMELA. The maximum of the positron fraction was discovered by AMS. 2013 ¡ 2012 ¡ 2013 ¡ 2007 ¡ 2004 ¡ 2001 ¡ 2000 ¡ 1996 ¡
13 ¡
1 10
2
10
3
10
0.02 0.04 0.06 0.08 0.1 0.12 0.14 0.16 0.18 0.2
e± energy [GeV]
Positron Fraction
Maximum ¡ 265 ¡± ¡22 ¡GeV ¡
10
2
10
0.001 0.002
Slope [GeV-1]
Zero ¡crossing ¡ 265 ¡± ¡22 ¡GeV ¡
Preliminary ¡results ¡ Please ¡refer ¡to ¡forthcoming ¡publica=on ¡on ¡PRL ¡
14 ¡
Electron and Positron spectra before AMS Electron Spectrum Positron Spectrum
1. These ¡were ¡the ¡best ¡data. ¡ 2. Nonetheless, ¡the ¡data ¡have ¡large ¡errors ¡and ¡are ¡inconsistent. ¡ 3. The ¡data ¡has ¡created ¡many ¡theore6cal ¡specula6ons. ¡ E3 ¡Flux ¡[GeV3/(s ¡sr ¡m2 ¡GeV)] ¡
15 ¡
15
1 10
2
10
3
10
]
2
GV ⋅
s ⋅
sr ⋅
[m
3
E ~ ×
Φ
50 100 150 200 250
]
2
GV ⋅
s ⋅
sr ⋅
[m
3
E ~ ×
+
e
Φ
5 10 15 20 25
Preliminary ¡results ¡ Please ¡refer ¡to ¡forthcoming ¡publica=on ¡on ¡PRL ¡
16 ¡
Energy ¡[GeV] ¡
16,500,000 ¡ electrons ¡ 1,080,000 ¡ positrons ¡
The ¡Electron ¡and ¡Positron ¡spectral ¡indices ¡
¡
Tradi6onally, ¡the ¡spectrum ¡of ¡cosmic ¡rays ¡is ¡characterized ¡by ¡a ¡single ¡power ¡law ¡func6on ¡ ¡ Φ = CEγ where ¡γ ¡is ¡the ¡spectral ¡index ¡and ¡E ¡is ¡the ¡energy. ¡ ¡ Before ¡AMS, ¡γ ¡ ¡was ¡assumed ¡to ¡be ¡constant ¡for ¡the ¡electron ¡and ¡positron ¡spectra. ¡
17 ¡
Energy [GeV] 10
2
10
3
10 Spectral Index
Energy [GeV] 10
Preliminary Data. Please refer to the AMS forthcoming publication in PRL.
Electrons ¡ Positrons ¡
Electron ¡and ¡Positron ¡Fluxes ¡becomes ¡harder ¡at ¡high ¡energy ¡ Addi=onal ¡source ¡of ¡cosmic ¡ray ¡positron ¡and ¡electron ¡
AMS ¡2016 ¡
source ¡term ¡ diffuse ¡term ¡ 68% ¡CL ¡ 1,080,000 Positrons
Addi=onal ¡source ¡of ¡high ¡energy ¡electrons ¡and ¡positrons ¡ Primary ¡source ¡of ¡cosmic ¡ray ¡positron ¡
Preliminary ¡results ¡ Please ¡refer ¡to ¡ forthcoming ¡ publica=on ¡on ¡PRL ¡
18 ¡
diffuse ¡term ¡ source ¡term ¡ 68% ¡CL ¡ 16,500,000 Electrons
Addi=onal ¡source ¡of ¡high ¡energy ¡electrons ¡and ¡positrons ¡
Preliminary ¡results ¡ Please ¡refer ¡to ¡ forthcoming ¡ publica=on ¡on ¡PRL ¡
19 ¡
The AMS results are in excellent agreement with some Dark Matter Model
AMS ¡2016 ¡
Energy [GeV] 1 10
2
10
3
10 5 10 15 20 25
Dark Matter 1TeV
Positron Flux
E3 Flux [GeV3/(s sr m2 GeV)]
Model ¡based ¡on ¡
Energy ¡[GeV] ¡
1) Par=cle ¡origin: ¡ ¡Dark ¡Ma'er ¡ 2) Modified ¡Propaga=on ¡of ¡Cosmic ¡Rays ¡ 3) Astrophysics ¡origin: ¡Pulsars, ¡SNRs ¡
Preliminary ¡results ¡ Please ¡refer ¡to ¡forthcoming ¡ publica=on ¡on ¡PRL ¡
20 ¡
Collision of ordinary CR (Moskalenko, Strong)
explaining ¡that ¡the ¡AMS ¡positron ¡frac=on ¡(gray ¡ circles) ¡above ¡10 ¡GeV ¡is ¡due ¡to ¡propaga=on ¡effects. ¡ ¡
However, ¡this ¡requires ¡a ¡specific ¡energy ¡ dependence ¡of ¡the ¡B/C ¡ra=o ¡ The ¡AMS ¡Boron-‑to-‑Carbon ¡(B/C) ¡flux ¡ra6o ¡
Cowsik ¡(2014) ¡ 11 ¡million ¡nuclei ¡
Examples: ¡
PRL ¡117, ¡231102 ¡(2016) ¡ ¡
21 ¡
ts$are$ necessary.$ This$is$justicied$ now$that$we$ $ AMS!$
Examples: ¡
Subir Sarkar: AMS Days@CERN, April 2015
Positron Flux Challenged ¡by ¡AMS ¡measurement ¡of ¡other ¡CR ¡ par=cles: ¡B/C, ¡pbar/p ¡
22 ¡
Examples: ¡
Lineros, ¡A. ¡Viuno, ¡JCAP ¡1404 ¡(2014) ¡006 ¡
Positron Fraction By ¡2024, ¡AMS ¡will ¡dis=nguish ¡Dark ¡ Ma'er ¡from ¡Pulsars ¡
AMS ¡Measurements ¡on ¡Positron, ¡Electron ¡anisotropy ¡and ¡on ¡an=protons ¡ will ¡also ¡help ¡dis=nguish ¡different ¡models ¡
23 ¡
Energy [GeV] 1 10
2
10
3
10 5 10 15 20 25
]
2
GeV ⋅
s ⋅
sr ⋅
[m
3
E ~ ×
+
e
Φ
AMS ¡2024 ¡MC ¡
Pulsars DM ¡model ¡ Mχ = 1 TeV
Measured ¡Positron ¡
their ¡arrival ¡direc=on ¡
than ¡a ¡smooth ¡dark ¡ma'er ¡halo. ¡
Expected ¡exposure ¡ Galac=c ¡ ¡ coordinates ¡ (b,l) ¡
24 ¡
δ = 3 C1 / 4π
This ¡will ¡help ¡dis=nguish ¡dark ¡ma'er ¡models ¡and ¡astrophysical ¡models ¡
The fluctuations of the positron flux are isotropic in 16 < E [GeV] < 350.
Data taking to 2024 will allow to explore anisotropies of 1% ¡
25 ¡
Preliminary ¡results ¡ Please ¡refer ¡to ¡forthcoming ¡ publica=on ¡on ¡PRL ¡ ¡
1% Current ¡value Isotropy
(δ) ¡ Anisotropy of e+ ¡
Year ¡ δ = 3 C1 / 4π
Pulsar ¡Model ¡based ¡on ¡D. ¡Hooper, ¡P. ¡Blasi ¡& ¡P. ¡D. ¡Serpico, ¡JCAP ¡0901 ¡(2009); ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡K. ¡Iota, ¡PTP ¡123-‑4 ¡(2010) ¡743 ¡
Pulsars ¡
electrons ¡and ¡positrons ¡
astrophysical ¡sources ¡
and ¡can ¡help ¡to ¡dis=nguish ¡between ¡Dark ¡Ma'er ¡and ¡Pulsar ¡ models ¡
26 ¡
Proton Spectrum
¡law ¡Φ = CEγ with γ ¡ ¡= ¡-‑2.7 ¡ ¡
Kinetic Energy (GeV)
10
2
10
3
10
4
10
)
1.7
GeV
s
sr
(m
2.7
E × Flux
4 6 8 10 12 14 16
3
10 ×
AMS-01 ATIC02 Balloon BESS93 BESS97 BESS98 BESS99 BESS00 BESS-TeV BESS-Polar I BESS-Polar II CAPRICE94 CAPRICE98 CREAM-I IMAX92 JACEE MASS91 PAMELA RICH-II RUNJOB SOKOL
27 ¡
New information: The proton flux cannot be described by a single power law = CRγ
unexpected ¡
28 ¡
AMS PRL 114, 171103 (2015): “In particular, the spectral index progressively hardens with rigidity above ∼100 GV.” This is unexpected.
AMS PRL 114, 171103 (2015): “In particular, the spectral index progressively hardens with rigidity above ∼100 GV.” This is unexpected.
PAMELA: “At 230 to 240 GV, the proton and helium data exhibit an abrupt spectral hardening.”
2
3
4
10 10
2
10
1.7
2.7
e− ¡
The ¡rigidity ¡dependence ¡of ¡e-‑ ¡and ¡p ¡flux ¡are ¡different ¡as ¡expected. ¡ ¡ ¡e-‑ ¡lose ¡more ¡energy ¡in ¡the ¡interstellar ¡magne=c ¡field
30 ¡
The ¡an=proton ¡flux ¡is ¡ ¡ ~1/10000 ¡of ¡the ¡proton ¡flux. ¡ ¡ A ¡percent ¡precision ¡experiment ¡ requires ¡background ¡rejec=on ¡ close ¡to ¡1 ¡in ¡a ¡million ¡ ¡ Based ¡on ¡65 ¡billion ¡cosmic ¡rays ¡ collected ¡in ¡the ¡first ¡4 ¡years, ¡ 3.49 ¡x ¡105 ¡an=protons ¡are ¡ selected ¡for ¡1<|R|<450 ¡GV ¡ ¡
TRD ECAL RICH
MAGNET ACC
2 3-4 5-6 7-8
R = −363 GV antiproton
9 1
Tracker
31 ¡
Λ
×
sign(R)
0.5 1 1.5 2 2.5
RICH
0.96 0.98 1.0 1 10
2
10
3
10
4
10
5
10
+
+
e
TRD
(a)
Events
~6 ¡GV ¡ An=proton ¡signal ¡is ¡well ¡separated ¡from ¡the ¡backgrounds
32 ¡
¡ ¡ ¡ ¡
Λ
TRD
Λ
CC
Λ
CC
Λ
TRD
0.5 − 0.5 1 0.5 1
Events
5 10 15
Fit
p
0.5 − 0.5 0.5 1
Events
10 15
Data
(b) (c)
5
p
10 15 5
¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡
χ2/d.f. ¡= ¡138/154 ¡
175<|R|<211 ¡GV ¡
33 ¡
The ¡number ¡of ¡an=protons ¡is ¡determined ¡from ¡template ¡fit ¡
Rigidity [GV]
2
10
3
10
10 1 10
1.7
GV
s
sr
[m
2.7
R
p p
3.49 ¡x ¡105 ¡an=protons ¡ ¡2.42 ¡x ¡109 ¡protons ¡
104 3x103 Unexpected: ¡The ¡Spectra ¡of ¡Protons ¡and ¡An=protons: ¡
If ¡p ¡are ¡secondaries, ¡their ¡rigidity ¡dependence ¡should ¡be ¡different ¡than ¡p: ¡
¡
Unexpectedly ¡p ¡and ¡p ¡have ¡the ¡same ¡rigidity ¡dependence. ¡
p ¡+ ¡ISM ¡à ¡p ¡+ ¡… ¡
34 ¡
PRL,117(9), 091103 (2016) ¡
2
3
4
10 1 10 1 10
1.7
2.7
3x103 ¡ e+
Unexpected ¡results: ¡the ¡rigidity ¡dependence ¡of ¡of ¡e+, ¡p ¡, ¡p ¡are ¡iden=cal ¡ from ¡~60 ¡to ¡~500 ¡GV ¡
35 ¡
Rigidity [GV]
2
10
3
10
4
10 1 10 10
2
10 1 10
]
1.7
GV
⋅
s
⋅
sr
⋅ ⋅
[m
2.7
R
e- e+ p p
3x103 ¡ e− ¡ e+
Unexpected ¡results: ¡the ¡rigidity ¡dependence ¡of ¡of ¡e+, ¡p ¡, ¡p ¡are ¡iden=cal ¡ from ¡~60 ¡to ¡~500 ¡GV ¡ e-‑ ¡has ¡a ¡different ¡rigidity ¡dependence. ¡ ¡
36 ¡
37
The measurement accuracy is not limited by the systematics!
AMS-02 PAMELA
p p
|Rigidity| [GV]
p ¡ ¡ ¡ ¡3.49
105 ¡
p ¡ ¡ ¡ ¡2.42
109 ¡
PRL ¡117, ¡091103 ¡(2016) ¡ Before ¡AMS: ¡3 ¡p ¡above ¡100 ¡GV ¡ AMS: ¡2200 ¡p ¡above ¡100 ¡GV ¡
|Rigidity| [GV] 100 200 300 400 500 /p ratio p
5 −
10
4 −
10 AMS-02 Dark Matter Collisions of ordinary cosmic rays
Models ¡from ¡
38 ¡
C
l i s i
¡
¡ c
m i c ¡ r a y s ¡ w i t h ¡ I S M ¡
G.Giesen, ¡et. ¡al., ¡ ¡ JCAP ¡09 ¡(2015) ¡023 ¡
Ek
2Flux (GeV m-2 s-1 sr-1)
Ek (GeV) bkg dm AMS-02 10-4 10-3 10-2 10-1 100 101 10-1 100 101 102 103
M.Y. ¡Cui, ¡et. ¡al. ¡
(2017) ¡
Dark ¡ma'er ¡ mass ¡~50 ¡GeV ¡
The ¡precision ¡and ¡comprehensive ¡data ¡from ¡AMS ¡allows ¡for ¡ ¡ the ¡explora=on ¡of ¡new ¡phenomena ¡ ¡
From ¡collision ¡of ¡cosmic ¡rays ¡with ¡ interstellar ¡medium: ¡ ¡
G.Giesen, ¡et. ¡al., ¡JCAP ¡09 ¡(2015) ¡023 ¡ C.Evoli ¡et. ¡al., ¡JCAP ¡12 ¡(2015) ¡039 ¡ R.Kappl, ¡et. ¡al., ¡JACP ¡10(2015) ¡034 ¡ … ¡
39 ¡
Dark ¡ma'er ¡contribu=on ¡to ¡explain ¡ ¡ the ¡an=proton ¡excess ¡around ¡10 ¡GV: ¡
M.Y. ¡Cui, ¡et. ¡al. ¡Phys. ¡Rev. ¡LeM. ¡118, ¡191101 ¡(2017) ¡
AMS PRL 115, 211101 (2015): “In particular, both spectral indices progressively harden with rigidity above 100 GV.” – This is unexpected.
unexpected
PAMELA: “At 230 to 240 GV, the proton and helium data exhibit an abrupt spectral hardening.”
40 ¡
K
1 10
2
10
3
10 ]
1.7
(GeV/n)
sr
s
[ m
2.7 K
E × O Flux 10 20 30 40 50
AMS CREAM-II
The ¡AMS ¡Result ¡on ¡the ¡Oxygen ¡Flux ¡
The ¡precision ¡AMS ¡nuclei ¡data ¡provides ¡new ¡parameters ¡for ¡cosmic ¡ray ¡models. ¡ ¡
41 ¡
|Rigidity| [GV]
100 200 300 400 500
p/p ratio
10
10
MC ¡simula=on ¡ 2024: ¡Extend ¡measurement ¡to ¡525 ¡GV ¡
42 ¡
AMS ¡ ¡
an ¡addi=onal ¡source ¡of ¡high ¡energy ¡e+ ¡and ¡e− ¡(e.g. ¡DM) ¡
independent ¡above ¡60 ¡GV. ¡ ¡
500 ¡GV. ¡
reach ¡higher ¡energies ¡and ¡greatly ¡improve ¡the ¡accuracy
43 ¡
44 ¡
45 ¡
¡ ¡ ¡ ¡
To ¡date, ¡the ¡results ¡from ¡AMS ¡are ¡unexpected ¡and ¡ ¡ need ¡much ¡improved ¡accuracy ¡of ¡the ¡theore=cal ¡predic=ons. ¡ We ¡work ¡ ¡closely ¡with ¡theore=cal ¡community ¡to ¡develop ¡ ¡ a ¡comprehensive ¡model ¡to ¡explain ¡all ¡our ¡observa=ons. ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ There ¡is ¡no ¡other ¡magne=c ¡spectrometer ¡in ¡space ¡in ¡the ¡foreseeable ¡decades. ¡ ¡By ¡collec=ng ¡data ¡through ¡2024, ¡ ¡ ¡ we ¡should ¡be ¡able ¡to ¡determine ¡the ¡origin ¡of ¡many ¡unexpected ¡observa=ons. ¡
46 ¡
The ¡excess ¡of ¡e+ ¡and ¡p ¡can ¡be ¡accurately ¡measured ¡by ¡AMS ¡ The ¡collision ¡of ¡dark ¡ma]er ¡par6cles ¡will ¡produce ¡ ¡ addi6onal ¡e+ ¡and ¡p ¡
PRD 91, 063508 (2015)
Positron ¡Flux ¡E3 ¡ ¡[GeV2m-‑2 ¡sr-‑1s-‑1] ¡ 10-1 1 10 100 1000 100 101 102 103 Collision ¡of ¡cosmic ¡ rays ¡with ¡ISM ¡
+ ¡Dark ¡ma]er ¡
Energy ¡[GeV] ¡
47
Kine6c ¡energy ¡[GeV] ¡
An6proton ¡/ ¡proton ¡ra6o ¡
Donato et al., PRL 102, 071301 (2009)
10-4 10-5 10-6 10-7 10-3 10-2 1 10 100 1000
+ ¡Dark ¡ ma]er ¡
Magnetic field measurement (0.25%) and temperature corrections (0.1%) result in less than 0.5% systematic error on the flux.
The difference between the 1997 and 2010 measurements is less than 1% (limited by the accuracy in 1997)
3D field map (120,000 locations) Measured at CERN in May 2010
¡ ¡
Hall probes NMR probe Measuring arm
48
Z = 0
49
50 100 150 200 250
2 1 2 2 1 3 2 1 4 2 1 5 2 1 6 2 1 7 2 1 8 2 1 9 2 2 2 2 1 2 2 2 2 2 3 2 2 4 2 2 5
Delivered Events Expected Events
65 billion events have been analyzed (antiproton)
50
CC
Λ Charge confusion estimator
0.2 0.4 0.6 0.8 1 Probability
10
10
10
Background: Charge Confusion Protons Antiproton signal
Rigidity ¡100-‑450 ¡GV ¡
Reject Due ¡to ¡intrinsic ¡posi=on ¡resolu=on ¡and ¡sca'ering ¡in ¡the ¡Tracker, ¡ ¡ the ¡charge ¡sign ¡has ¡small ¡probability ¡to ¡be ¡measured ¡incorrectly ¡-‑> ¡Charge ¡confusion ¡
¡
At ¡high ¡rigidi=es ¡it ¡is ¡par=cularly ¡important ¡to ¡ensure ¡that ¡the ¡charge ¡sign ¡of ¡ ¡ e+ ¡and ¡p ¡is ¡correctly ¡iden=fied ¡in ¡the ¡tracker. ¡
51 ¡
He ¡ Li ¡ Be ¡B ¡ C ¡ N ¡ O ¡ F ¡ Ne ¡ Na ¡ Mg ¡ Al ¡ Si ¡ Cl ¡ Ar ¡ K ¡Ca ¡ Sc ¡ V ¡ Cr ¡ P ¡ S ¡ Fe ¡ Ni ¡ Ti ¡ H ¡
0.30 ¡
0.12 ¡
0.32 ¡ 0.30 ¡ 0.33 ¡ 0.16 ¡ 0.16 ¡ Charge ¡Resolu=on ¡Z=6 ¡
Tracker ¡Plane ¡1 ¡ TRD ¡ Upper ¡TOF ¡
Tracker ¡Plane ¡2-‑8 ¡
Lower ¡TOF ¡ RICH ¡ Tracker ¡Plane ¡9 ¡ 52 ¡
Example: ¡TRD ¡Track ¡efficiency ¡
MC ¡ ISS ¡Data ¡
Isotropic ¡flux: ¡ ¡ ¡
efficiency ¡measured ¡from ¡Data ¡
¡ ¡
¡~2% ¡at ¡[10, ¡300] ¡GeV ¡ ¡~5% ¡at ¡1TeV ¡
53 ¡
Major ¡Systema=c ¡Errors: ¡
– Measured ¡directly ¡from ¡data. ¡Reproduced ¡by ¡the ¡ Monte ¡Carlo. ¡The ¡difference ¡is ¡taken ¡as ¡a ¡ systema=c ¡error. ¡
– For ¡each ¡energy ¡bin, ¡many ¡sets ¡of ¡cuts ¡(trials) ¡ were ¡analyzed. ¡The ¡measurement ¡is ¡stable ¡over ¡ wide ¡ranges ¡of ¡the ¡selec=ons. ¡ ¡ ¡
– Es=mated ¡from ¡MC, ¡Small ¡correc=on ¡applied ¡ based ¡on ¡efficiency ¡measured ¡from ¡Data. ¡ ¡ Systema=c ¡uncertain=es: ¡2% ¡~ ¡3% ¡
– Uncertainty ¡in ¡the ¡absolute ¡energy ¡scale: ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ~2% ¡at ¡[10, ¡300] ¡GeV, ¡ ¡~5% ¡at ¡1TeV ¡
Energy [GeV]
10
2
10
Charge Confusion
10
10
10
10 1
AMS data MC predictions
Systema=c ¡error ¡are ¡smaller ¡than ¡sta=s=cal ¡error ¡(> ¡30 ¡GeV ¡for ¡e+, ¡>200GeV ¡for ¡e-‑) ¡
Isotropic ¡flux: ¡ ¡
54 ¡
1 10
2
10
3
10 0.1 0.2 0.3
Φe+ ¡ ¡= ¡Ce+ ¡Ε −γe+ ¡+ ¡CsΕ −γs ¡e−E/Es ¡ ¡ Φe-‑ ¡ ¡= ¡Ce-‑ ¡Ε −γe-‑ ¡+ ¡CsΕ −γs ¡e−E/Es ¡
Es ¡= ¡530 ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡GeV ¡ ¡ ¡χ2/ ¡n.d.f. ¡= ¡39/59 ¡
+170 ¡ −100 ¡
55
Preliminary results. Please refer to the forthcoming AMS publication in PRL
in ¡opposite ¡direc6on ¡
systema=c ¡errors ¡
]
[ GV 400 1
1
0.01 0.02 Events 10
2
10
3
10
4
10
5
10
6
10
400 GeV/c Test Beam Data 400 GeV/c Monte Carlo Simulation
Rigidity ¡Resolu=on: ¡ Good ¡agreement ¡ between ¡data ¡and ¡MC ¡ in ¡a ¡few ¡orders ¡of ¡ magnitude ¡
P(GeV/c) 1 10
2
10
3
10 [mb]
abs
σ +C p 200 300 400 500
Abrams(1971) Denisov(1973) Carroll(1979) Nakamura(1984) Cork(1957) Aihara(1981) Allaby(1970) +C absorption p
56 ¡
Flux ¡ra=o ¡of ¡p/p, ¡p/e+ ¡and ¡p/e+ ¡are ¡energy ¡independent ¡ ¡ in ¡the ¡energy ¡range ¡~60 ¡to ¡~500 ¡GeV
57 ¡
1 10
2
10
3
10 5 10 15 20 25 30
]
2
GeV
⋅
s
⋅
sr
⋅
[m
3
E ~
x
+ e
Φ
Energy [GeV]
Examples: ¡
Lineros, ¡A. ¡Viuno, ¡JCAP ¡1404 ¡(2014) ¡006 ¡
Positron Fraction By ¡2024, ¡AMS ¡will ¡dis=nguish ¡Dark ¡ Ma'er ¡from ¡Pulsars ¡
Mχ = 1 TeV
AMS ¡2024 ¡
Pulsars
AMS ¡Measurements ¡on ¡Positron, ¡Electron ¡anisotropy ¡and ¡on ¡an=protons ¡ will ¡also ¡help ¡dis=nguish ¡different ¡models ¡
58 ¡