Cosmic-ray positron fraction measurement with the AMS-02 detector

Laburpena

Experimentos previos a AMS han indicado un aumento de la fracción de positrones con la energía que no puede ser explicado por la teoría estándar de producción y propagación de rayos cósmicos. AMS es por tanto, un experimento muy esperado que está realizando la medida más precisa hasta la fecha de la abundancia de positrones en los rayos cósmicos.Para ello, el detector AMS-02 ha sido diseñado para rechazar protones (principal componente de los rayos cósmicos) de positrones mediante el uso de dos subdetectores independientes, un calorímetro electromagnético (ECAL) y un detector de radiación de transición (TRD). En conjunto con el Tracker, presentan un poder de rechazo a protones O(10 7), suficiente para garantizar una muestra pura de positrones a energías bajas e intermedias, y con una contaminación baja a altas energías, preservando una alta eficiencia. El poder de separación de los detectores individuales junto con su descorrelación, permite maximizar el error estadístico de la medida, incluso en situaciones de pureza bajas, mediante un análisis de ajuste a distribuciones de referencia. De este modo, se optimiza el análisis, al ser el error estadístico el error dominante en el análisis.La confusión de carga, fuente del fondo de electrones de la medida, se determina a partir de una simulación Monte Carlo validada con datos de prueba de haz. La medida de la fracción de positrones se ha realizado de manera independiente con dos análisis y dos selecciones diferentes. Los cuatro análisis muestran buen acuerdo, los cuales son consistentes con una fracción de positrones que aumenta con la energía en el rango 10-300 GeV.Se han considerado diversas fuentes de errores sistemáticos. Las fuentes dominantes de error sistemáticos a baja y alta energía, son la asimetría en la aceptancia y la incertidumbre en la estimación de la confusión de carga respectivamente.El error sistemático domina a bajas energías mientras que, el error estadísticoes la mayor contribución al error total a altas energías. La fracción de positrones muestra un incremento con la energía de 10 GeV a 300 GeV, donde no se observan estructuras, tanto temporales como espaciales y espectrales a ninguna escala.En particular, el estudio de las direcciones de llegada de positrones y electrones nos da un límite en la anisotropía observada de e+/e (mayor mayor 0,03 95 por ciento nivel de confianza para energías entre 16-350 GeV).Todas estas propiedades revelan la existencia de nuevos fenómenos físicos. La fracción de positrones es consistente con un modelo simple que describe los flujos por unacomponente difusa más una componente primaria común a electrones y positrones. Posibles fuentes primarias de positrones son Materia Oscura y púlsares.En un modelo de púlsares, la contribución al flujo local de electrones está dominada por objetos cercanos, Geminga y Monogem. Se ha sido estimado que la anisotropía producida por estos objetos está al nivel de 0.1por ciento en el espectro de electrones mas positrones y cercana al 1 por ciento en positrones.Para el escenario de Materia Oscura, consideramos un WIMP genérico que se aniquila en canalesleptónicos en el rango de masas del TeV, los cuales proveen los mejores ajustes a los datos. Para ello, las mayor v 10 -23, sin embargo, estas secciones eficaces están actualmente en tensión con medidas en rayos gamma.El nivel de anisotropía esperado por una fuente de Materia Oscura es aproximadamente un ordende magnitud inferior al de una fuente astrofísica estándar. Por tanto, la medida de una anisotropía podría ser una indicación de que un objeto astrofísico es el responsable de las anomalías en el espectro de electrones y positrones