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von 14
Antiproton Flux and Antiproton-to-Proton Flux Ratio in Primary Cosmic Rays Measured with AMS on the Space Station Andreas Bachlechner on behalf of the AMS collaboration 07.08.2017 | TeVPA 2017, Columbus
Antiproton Flux and Antiproton-to-Proton Flux Ratio in Primary Cosmic Rays Measured with AMS on the Space Station Andreas Bachlechner, I. Physikalisches Institut, RWTH Aachen 07.08.2017 | TeVPA 2017, Columbus
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Antiprotons in cosmic rays
AMS
p, He + ISM è p + …
p, He
ISM
p
The collision of cosmic rays with the interstellar medium (ISM) produces antiprotons
Antiproton Flux and Antiproton-to-Proton Flux Ratio in Primary Cosmic Rays Measured with AMS on the Space Station Andreas Bachlechner, I. Physikalisches Institut, RWTH Aachen 07.08.2017 | TeVPA 2017, Columbus
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~85% of the matter in the Universe is dark
AMS
p, He + ISM è p + …
p, He
ISM
p
χ + χ è p + …
p
χ
χ
The collision of cosmic rays with the interstellar medium (ISM) produces antiprotons
Annihilation of dark matter particles can produce additional antiprotons
Antiproton Flux and Antiproton-to-Proton Flux Ratio in Primary Cosmic Rays Measured with AMS on the Space Station Andreas Bachlechner, I. Physikalisches Institut, RWTH Aachen 07.08.2017 | TeVPA 2017, Columbus
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• Antiproton excess can be measured by AMS
Antiproton to proton ratio in the cosmic rays
Ant
ipro
ton
/ pro
ton
ratio
Donato et al., PRL 102, 071301 (2009)
10-2
10-3
10-4
10-5
10-6
10-7 0.1 1 10 100 1000
Kinetic energy [GeV]
Dark matter + collision of cosmic rays with ISM
Ratio of ~10-4 requires great background rejection
Boost factor=40 ︎
Antiproton Flux and Antiproton-to-Proton Flux Ratio in Primary Cosmic Rays Measured with AMS on the Space Station Andreas Bachlechner, I. Physikalisches Institut, RWTH Aachen 07.08.2017 | TeVPA 2017, Columbus
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AMS: A TeV precision, multipurpose spectrometer
TRD
TOF
Tracker
TOFRICH
ECAL
1
2
7-8
3-4
9
5-6
Electromagnetic Calorimeter Separate p,p from e±
Time of Flight Z, β
Magnet ± Z Silicon Tracker
Z, R
Ring Imaging Cherenkov Z, β
Transition Radiation Detector Separate p,p from e±
The charge and energy or rigidity are measured independently by several sub-detectors
Antiproton Flux and Antiproton-to-Proton Flux Ratio in Primary Cosmic Rays Measured with AMS on the Space Station Andreas Bachlechner, I. Physikalisches Institut, RWTH Aachen 07.08.2017 | TeVPA 2017, Columbus
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Antiproton signal
Λ ×sign(R)
-2.5 -2 -1.5 -1 -0.5 0 0.5 1 1.5 2 2.5
RICH
β
0.96
0.98
1.0
1
10
210
310
410
510
p p
-e
+π+e-π
TRD
Λ TRD Λ CC Λ CC Λ TRD 0.5−0 0.5 1
0.51
Eve
nts
0
5
10
15
Fit p
0.5−0 0.50.5
1
Eve
nts
0
10
15
Data
(a)
(b) (c)
5
-e
p
Events
0
10
15
5
5.4<|R|<6.5 GV
Well separated antiproton signal
Antiproton Flux and Antiproton-to-Proton Flux Ratio in Primary Cosmic Rays Measured with AMS on the Space Station Andreas Bachlechner, I. Physikalisches Institut, RWTH Aachen 07.08.2017 | TeVPA 2017, Columbus
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Event selection for the p/p analysis
TRD
ECAL
RICH M
AG
NE
T
AC
C
2
3-4
5-6
7-8
R = −363 GV antiproton
9
1
Tracker
§ ISS data from May 19, 2011 to May 26, 2015 M. Aguilar et al., Phys. Rev. Lett. 117, 091103 (2016)
• The number of antiprotons is determined from template fits.
• To maximize the measurement accuracy, different approaches are used depending on the backgrounds to challenge.
Antiproton Flux and Antiproton-to-Proton Flux Ratio in Primary Cosmic Rays Measured with AMS on the Space Station Andreas Bachlechner, I. Physikalisches Institut, RWTH Aachen 07.08.2017 | TeVPA 2017, Columbus
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Antiproton identification (low rigidity region)
|Rigidity| / GV1 10 210
-1 s
sr)
2Fl
ux /
(GV
m
6−10
5−10
4−10
3−10
2−10
1−10PAMELA(2006/07-2009/12)
1.00 - 4.02 GV
!
• Electron, pion background
• Mass calculated from TOF β and Tracker rigidity
• Cut on TRD estimator to suppress electrons
• Template events selected from ISS data via the RICH p
e-+π-
Antiproton Flux and Antiproton-to-Proton Flux Ratio in Primary Cosmic Rays Measured with AMS on the Space Station Andreas Bachlechner, I. Physikalisches Institut, RWTH Aachen 07.08.2017 | TeVPA 2017, Columbus
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Antiproton identification (intermediate rigidity region)
|Rigidity| / GV1 10 210
-1 s
sr)
2Fl
ux /
(GV
m
6−10
5−10
4−10
3−10
2−10
1−10PAMELA(2006/07-2009/12)
1.00 - 4.02 GV 3.67 - 18.0 GV
TRD estimator0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4 1.6 1.8 2
# E
vent
s
100
200
300 5.4<|R|<5.9 GV
p e-
TRD estimator ∧TRD
• Electron and small amount of pion background
• Utilize RICH information to remove residual Pion contamination
• Templates from ISS data
Antiproton Flux and Antiproton-to-Proton Flux Ratio in Primary Cosmic Rays Measured with AMS on the Space Station Andreas Bachlechner, I. Physikalisches Institut, RWTH Aachen 07.08.2017 | TeVPA 2017, Columbus
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Antiproton identification at high rigidities
|Rigidity| / GV1 10 210
-1 s
sr)
2Fl
ux /
(GV
m
6−10
5−10
4−10
3−10
2−10
1−10PAMELA(2006/07-2009/12)
1.00 - 4.02 GV 3.67 - 18.0 GV 16.6 - 450 GV
Charge confusion estimator1− 0.5− 0 0.5 1
Prob
abilit
y3−10
2−10
1−10
p →p p
100<|R|<450GV
Charge confusion estimator ∧CC
• Events may be reconstructed with wrong charge sign, due to: - Finite tracker resolution - Particle interactions with detector material - Leads to charge confused events
• Electron and charge confused proton background
• Charge confusion estimator ∧CC: - MVA BDT 10 variables based on e.g.:
§ Track fit quality § Rigidity algorithms and track pattern § Charge measurements
Antiproton Flux and Antiproton-to-Proton Flux Ratio in Primary Cosmic Rays Measured with AMS on the Space Station Andreas Bachlechner, I. Physikalisches Institut, RWTH Aachen 07.08.2017 | TeVPA 2017, Columbus
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Antiproton identification at high rigidities
|Rigidity| / GV1 10 210
-1 s
sr)
2Fl
ux /
(GV
m
6−10
5−10
4−10
3−10
2−10
1−10PAMELA(2006/07-2009/12)
1.00 - 4.02 GV 3.67 - 18.0 GV 16.6 - 450 GV
Λ ×sign(R)
-2.5 -2 -1.5 -1 -0.5 0 0.5 1 1.5 2 2.5
RICH
β0.96
0.98
1.0
1
10
210
310
410
510
p p
-e
+π+e-π
TRD
Λ TRD Λ CC Λ CC Λ TRD 0.5−0 0.5 1
0.51
Eve
nts
0
5
10
15
Fit p
0.5−0 0.50.5
1
Eve
nts
0
10
15
Data
(a)
(b) (c)
5
-e
p
Events
0
10
15
5
χ2/d.f. = 138/154
175 < |R| < 211 GV
Charge confused
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Antiproton identification
|Rigidity| / GV1 10 210
-1 s
sr)
2Fl
ux /
(GV
m
6−10
5−10
4−10
3−10
2−10
1−10PAMELA(2006/07-2009/12)
1.00 - 4.02 GV 3.67 - 18.0 GV 16.6 - 450 GV
1. Low rigidity region: Electron, pion background 1.00 - 4.02 GV The mass calculated from TOF and Tracker
2. Intermediate region: Electron and small amount of pion background
3.67 - 18.0 GV RICH and TRD estimator 3. High rigidity region: Electron and charge confusion proton background
16.6 - 450 GV 2D template in (∧TRD - ∧CC ) plane • The regions overlap, the analysis with the smallest error is taken
3.49 x 105 antiprotons and 2.42 x 109 protons are selected in the rigidity range 1<|R|<450 GV
Antiproton Flux and Antiproton-to-Proton Flux Ratio in Primary Cosmic Rays Measured with AMS on the Space Station Andreas Bachlechner, I. Physikalisches Institut, RWTH Aachen 07.08.2017 | TeVPA 2017, Columbus
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Antiproton uncertainties
|Rigidity| [GV]1 2 3 4 5 10 20 30 100 200
Rel
ativ
e er
ror [
%]
5
10
15
20
25
30
RσAσ
Nσsystσ
statσ
• Statistical error dominants below 2 GV and above 100 GV
• In the intermediate region the systematic uncertainty from the acceptance correction dominates
Rigidity scale
Counting
Acceptance
Total Syst.
Statistical 24%
13% 12%
2% 2%
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Antiproton uncertainties
|Rigidity| [GV]1 2 3 4 5 10 20 30 100 200
Rel
ativ
e er
ror [
%]
5
10
15
20
25
30
RσAσ
Nσsystσ
statσ
Rigidity scale
Counting
Acceptance
Total Syst.
Statistical 24%
13% 12%
2% 2%
• Affecting the antiproton counting σCounting • Geomagnetic cutoff • Selection • Charge confusion templates
• Affecting the acceptance, σAcceptance • Cross sections • MC statistic fluctuations • Migration matrix
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Systematic uncertainty from cross section uncertainty
The antiproton-to-proton flux ratio is defined as
Number of observed antiprotons and protons
Acceptance ratio of protons to antiprotons
P(GeV/c)1 10 210 310
[mb]
abs
σ+C
p
200
300
400
500Abrams(1971)Denisov(1973)Carroll(1979)Nakamura(1984)Cork(1957)Aihara(1981)Allaby(1970)
+C absorptionp
proton momentum [GeV/c]-110 1 10 210 310
p+C
inel
astic
cro
ss s
ectio
n [m
b]200
300
400
500NA61 (2012)Denisov (1973)Bellettini (1965)Carroll (1979)Bowen (1958)Dubna-exp db dataIHEP-exp db dataLetaw (1983)GEANT 4-09-06
Exp. Data compiled by J. Hoffman
p p
The typical uncertainty is 20% at 1 GV, 15% at 10 GV, and 5% at 100 GV
Uncertainty is still significant.
Antiproton Flux and Antiproton-to-Proton Flux Ratio in Primary Cosmic Rays Measured with AMS on the Space Station Andreas Bachlechner, I. Physikalisches Institut, RWTH Aachen 07.08.2017 | TeVPA 2017, Columbus
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Systematic error from charge confusion templates
]-1 [ GV4001 - Rigidity
1
-0.02 -0.01 0 0.01 0.02
Even
ts
10
210
310
410
510
610400 GeV/c Test Beam Data400 GeV/c Monte Carlo Simulation
Good agreement between data and MC in 5 orders of magnitude
• The minor difference in charge confusion between MC simulation and data is taken as associated error
Rigidity resolution function
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Systematic error from the rigidity scale uncertainty
RigidityEnergy
0.6 0.8 1 1.2 1.4 1.6 1.8 2 2.2 2.4
Bin
Events
10
210
E>30 GeV+e E>30 GeV, Scaled-e
1/Δ∼0andσ(1/Δ)=1/26TV-1
Nor
mal
ized
ent
ries
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Rigidity [GV]210 310
410
1
10]
1.7GV ⋅-1 s ⋅-1 sr ⋅
⋅-2
[m2.7 RΦ
ˇ
p
p
The Spectra of Protons and Antiprotons
• If p are secondaries, their spectrum should be different than p. • Unexpectedly p and p have identical spectra.
M. Aguilar et al., Phys. Rev. Lett. 117, 091103 (2016)
104
3×103
2×104
8×103
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Antiproton-to-Proton Flux Ratio
• The antiproton-to-proton flux ratio reaches its maximum at 20 GV • The antiproton-to-proton flux ratio shows no rigidity dependence above 60 GV
Nikolas Zimmermann - RWTH Aachen - EPS HEP 2017 - 07.07.2017 Slide 11
Antiproton/proton ratio - resultsM. Aguilar et al., Phys. Rev. Lett. 117 (2016) 091103.
The fitted value of the slopek = (-0.7 ± 0.9) x 10-7 GV-1
is consistent with zero.Above 60.3 GV:
The fitted value of the slope Above 60.3 GV: k = (-0.7 ± 0.9)x10-7 GV-1 is consistent with zero.
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20
Antiproton-to-proton ratio
37
• AMS
Darkmatter
Momentum [GeV] DarkMatterModelexample: Donatoetal.,Phys.Rev.Lett.102,071301(2009).AstrophysicsModelexamples:P.Mertsch and S.Sarkar,Phys.Rev.D90,061301(2014);K.Kohri,K.Ioka,Y.Fujita,and R.Yamazaki,Prog.Theor.Exp.Phys.2016,021E01(2016).
The excess of antiprotons observed by AMS cannot come from pulsars.
It can be explained by Dark Matter collisions or by new astrophysics phenomena
Antiproton-to-Proton Flux Ratio
• Different then the positron fraction excess the antiproton excess cannot be explained by Pulsars but could be explained by Dark Matter collisions or by new astrophysics phenomena
Antiproton Flux and Antiproton-to-Proton Flux Ratio in Primary Cosmic Rays Measured with AMS on the Space Station Andreas Bachlechner, I. Physikalisches Institut, RWTH Aachen 07.08.2017 | TeVPA 2017, Columbus
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Conclusions
• Antiproton measurement up to 450 GV measured based on 3.49 x 105 antiprotons and 2.42 x 109 protons extending existing measurements with high precision
• The antiproton-to-proton flux ratio shows no rigidity
dependence above 60 GV - Hint for dark matter or new astrophysical phenomena
• To test these signals a very precise theoretical prediction for the ISM background is needed
• AMS will continue to collect more data till the end of the ISS lifetime to further explore the high rigidity region, increase the precision and investigate the time dependent effects