Galactic Cosmic rays as a dark matter probe Carmelo Evoli - PowerPoint PPT Presentation

Galactic Cosmic rays as a dark matter probe Carmelo Evoli (Universität Hamburg) Oslo University - 22th of April 2015

(Hess) •Radiazione altamente penetrante A 100 years old discovery! ��� �� Primi studi sistematici Victor Hess W. Bothe W. Kolhorster

High-energy photons or charged particles?

Uber die Eigenschaften der durchdringenden Korpuskularstrahlung usw. 16"i Mit zunehmender Dicke der Streuschicht mmmt zun~chst die H~ufigkeit der Koinzidenzen zu, wegen der Zunahme der erzeugten Sekund~irteilchen. Bald aber macht sich die Wiederabsorption der Sekund~rtefichen in der Streuschicht bemerkbar; die Intensit~t der austretenden Sekund~rstrahlung (und damit die H~ufigkeit der dreifachen Koinzidenzen) s~eigt daher immer High-energy photons or charged particles? 151 langsamer an, geht dutch ein Maximum und setzt sich endlich (bei geniigend dicken Bleischichten) ins Gleichgewicht mit der Prim~rs~rahlung. Die Stelle des Maximums wird im wesentlichen dutch die Hs der Sekund~r- O~ber die Eigenschaften der durchdringenden strahlung bestimmt. Nun erreichen unsere Kurven das Maximum zwischen Korpuskularstrahlung im Meeresniveau. 10 und 20 g/era2; wir schlie~en daraus, dal~ das mittlere Durchdringungs- Von Bruno Rossi in Florenz, .~reetri. vermSgen der in Blei erzeugten Sekund~rstrahlen "con der GrSl3enordnung Mit 16 Abbildungen. (Eingegangen am 24. Februar 1933.) 10 g/era 2 ist. Die Absorbierbarkeit der durchdringenden Korpuskularstrahlung wurde bis zu einer Absorberdicke von 101 em Blei untersueht ; die Versuehsresultate werden Jo im Zusammenhang mit der Frage nach dem Wesen der Ult.rastrahlung und naeh ihrer Energie diskutiert. -- Das Entstehen einer Sekund~rstrahlung in der von den Ultrakorpuskularstrahlen durchsetzten Materie wurde naehgewiesen. Die g5 wiehtigsten Eigent0anliehkeiten dieser Erseheinung und der Einflul3 der Se- kund~rstrahlung auf die Ultrastrahlungsph~nomene wurden untersueht. Bruno Rossi in his laboratory in Florence I. Zweek und allgemeine Methode der Untersuchung. go 1. I~ach den Versuchen yon Bothe und KolhSrster 1) und vom Ver- fasser 2) well3 man, dal~ im Meeresniveau die Ultrastrahlungserscheinungen yon einer durchdringenden Korpuskularstrahlung hervorgerufen werden. Um die Eigenschaften dieser Korpuskularstrahlung eingehend zu unter- suchen, babe ich Ende vorigen Jahres eine Versuchsreihe unternommen, die insbesondere eine genauere Messung ihres mittleren Durchdringungs- vermSgens 'und Aufkl~rung tlber dio in der Materie hervorgerufenen Se- kund~rerscheinungen bezweckte. Einige der gewonnenen Resultate sind schon kurz in deutschen Zeit- The CR telescope used schriften verSffentlicht worden~). Vollst~ndigere Berichte tiber die Einzel- by Bruno Rossi during l] , ,f,,I l i I I 1 i t versuehe sind in itMienischen Zeitschriften erschienen~). Die vorliegende the expedition in Eritrea 70 gO 30 ~-0 ~0 60 70 80 80 700 g/cm g Arbeit ist einer zusammenfassenden Darstellung und Diskussion aller Er- Fig. 8. gebnisse gewidmet. 2. S~mtliche Versuehe wurden mit der Koinzidenzmethode durch- gefi~hrt, die sieh bereits bei den friiheren Versuchen yon Bothe und Kol- Was die Absolutzahl der drei~achen Koinzidenzen betrifft, so betr~gt h5rster und vom Yerfasser f~r die Untersuehung der durchdringenden ihr Maximalwert bei den Messungen mit der Bleischicht in 14,6 cm Ent- Korpusknlarstr~hlung bew~hrt hatte. fernung etwa 4%, bei den Messungen mit der Bleischicht in 1,2 cm Ent- Wie bekannt werden bei dieser Methode die gleichzeitigen Aussehl~ge fernung etwa 8% der Anzahl der zweifachen Koinzidenzen zwischen C 1 yon zwei oder mehreren Geiger-Mi]llerschen Z~hlrohren beobachtet, die und C 2 (oder C entweder den Durchgang einer und derselben Korpuskel dutch alle be- 1 und C3). Sieht man yon der Absolutzahl der Koinzidenzen nutzten Z~hlrohre, oder auch den gleichzeitigen Durchgang einer Korpuskel ab (deren Abh~ngigkeit yon der Lage der Streuschicbt A l~l~t sich leich~ durch geometrische Uberlegungen deuten), so zeigen die Kurven I und II 1) W. Bothe u. W. Kolh5rster, ZS. f. Phys. 56, 751, ]929. 3) B. Rossi. ebenda 68, 64, 1931. keinen wesentlich verschiedenen Verlauf, obwohl nach der Auffassung von 3) ]3. Rossi, Naturwissenseh. 20, 65, 1932; Phys. ZS. 33, 304, 1932. 4) B. Rossi, Rend. Lineei 15, 734, 1932; B. Rossi u. B, CrinS, ebenda 15, Heisenberg die scheinbare H~rte der Sekund~rstrahlung vom Winkel 741, 1932; B. Rossi, Rieerca Seientif. 3, I, Nr. 7--8, 1932; 3, II, Nr. 7--8, 1932. zwischen den beiden Bahnzweigen (und somit vom Abstand des Verzweigungs-

A unique particle physics laboratory B=15 kG 23 MeV 6mm absorption layer Carl D. Anderson 63 MeV The first anti-matter evidence was found in the cosmic radiation in 1933. @ London’s Westminster Abbey, adjacent to Newton’s grave.

Today

Cosmic-ray flux • Almost a perfect power-law over 12 energy decades.

Cosmic-ray flux • Almost a perfect power-law over 12 energy decades. • Observed at energy higher than terrestrial laboratories! Ivo Karlovi ć LHC

Cosmic-ray flux 1/cm 2 /s • Almost a perfect power-law over 12 energy decades. • Observed at energy higher than terrestrial laboratories! • Direct measurements versus air-cascade reconstructions. 1/km 2 /century

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Cosmic-ray flux • Almost a perfect power-law over 12 energy decades. • Observed at energy higher than terrestrial laboratories! • Direct measurements versus air-cascade reconstructions. • Anti-matter component. • Transition from galactic to extra-galactic?

Cosmic-ray flux • Almost a perfect power-law over 12 energy decades. • Observed at energy higher than terrestrial laboratories! • Direct measurements versus air-cascade reconstructions. • Anti-matter component. • Transition from galactic to extra-galactic? • Energy density in equipartition with starlight, turbulent gas motions and magnetic fields.

The SN paradigm hadronic: X-ray contours or leptonic: TeV emission Aharonian et al., Nature, 2007 L SN ∼ R SN E kin ∼ 3 × 10 41 erg / s Fritz Zwicky

The pion-bump as hadronic signature 100 MeV FERMI collaboration, Science, 2013 A B IC 443 W44 -10 -10 10 10 ) ) -1 -1 s s -2 -2 dN/dE (erg cm dN/dE (erg cm -11 -11 1 10 10 Best-fit broken power law Best-fit broken power law 2 2 E Fermi-LAT E Fermi-LAT VERITAS ( 30 ) AGILE ( 19 ) MAGIC ( 29 ) -12 -12 10 10 AGILE ( 31 ) 0 -decay π 0 -decay π Bremsstrahlung Bremsstrahlung Bremsstrahlung with Break Bremsstrahlung with Break 8 9 10 11 12 8 9 10 11 12 10 10 10 10 10 10 10 10 10 10 Energy (eV) Energy (eV) pion bump ≈ E 2 − δ E 2 γ n γ n γ ≈ E − δ log scale! very steep rise! symmetric symmetric E γ m π 0 E γ m π 0 2 2

The pion-bump as hadronic signature 100 MeV FERMI collaboration, Science, 2013 A B IC 443 W44 -10 -10 10 10 ) ) -1 -1 s s -2 -2 dN/dE (erg cm dN/dE (erg cm -11 -11 Do SNRs accelerate ENOUGH protons? 1 10 10 Best-fit broken power law Best-fit broken power law Do they accelerate protons up to the knee ? 2 2 E Fermi-LAT E Fermi-LAT VERITAS ( 30 ) AGILE ( 19 ) MAGIC ( 29 ) -12 -12 10 10 AGILE ( 31 ) 0 -decay π 0 -decay π Bremsstrahlung Bremsstrahlung Bremsstrahlung with Break Bremsstrahlung with Break 8 9 10 11 12 8 9 10 11 12 10 10 10 10 10 10 10 10 10 10 Energy (eV) Energy (eV) pion bump ≈ E 2 − δ E 2 γ n γ n γ ≈ E − δ log scale! very steep rise! symmetric symmetric E γ m π 0 E γ m π 0 2 2

Cosmic-ray composition Solar System Cosmic Rays Secondary Primary c τ esc = X ( E ) n ISM µ ∼ 10 3 kpc >> Galaxy size! ¯

Cosmic-ray clocks 129. Hams T, et al. Astrophys. J. 611:892 (2004) 0.6 130. Streitmatter RE, Stephens SA. Adv. Space Res. ISOMAX TOF 0.5 ISOMAX CK ACE Ulysses Ulysses 0.4 Voyager 1, 2 10 Be/ 9 Be IMP-7/8 0.3 ISEE-3 0.2 Diffusive halo model 0.1 Leaky box model 0 10 –2 10 –1 10 0 10 1 E kin (GeV/n)

Galactic Propagation you are here L = 1-10 kpc

Galactic Propagation high isotropy expected! you are here L = 1-10 kpc

CR Diffusion in the MW The diffusion equation: ∂ N i N i ∂ t − ∇ · ( D ∇ − v c ) N i + ∂ N i − ∂ ∂ p − p ⇣ ⌘ ∂ pp 2 D pp 3 ∇ · v c p 2 = ˙ ∂ p ∂ p Q i ( p , r , z )+ ∑ c β n gas ( r , z ) σ i j N j − c β n gas σ in ( E k ) N i j > i Source term: ! ‣ assumed to trace the SNR in the Galaxy ! ‣ assumed the same power-law everywhere Ginzburg & Syrovatsky, 1964

CR Diffusion in the MW The diffusion equation: ∂ N i N i ∂ t − ∇ · ( D ∇ − v c ) N i + ∂ N i − ∂ ∂ p − p ⇣ ⌘ ∂ pp 2 D pp 3 ∇ · v c p 2 = ˙ ∂ p ∂ p Q i ( p , r , z )+ ∑ c β n gas ( r , z ) σ i j N j − c β n gas σ in ( E k ) N i j > i Spallation cross-section: ‣ appearance of nucleus i due to spallation of nucleus j Ginzburg & Syrovatsky, 1964