AMS02  Why ?  Where ?  How ?  When ? Sylvie Rosier Lees – LAPP IN2P3/CNRS on behalf of the AMS02 collaboration Diffuse gamma workshop – Annecy, 26.

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1 AMS02  Why ?  Where ?  How ?  When ? Sylvie Rosier Lees – LAPP IN2P3/CNRS on behalf of the AMS02 collaboration Diffuse gamma workshop – Annecy, 26 th of May 2009.

2 Mesures des flux des rayons cosmiques  Loi de puissance en en E -γ γ[2-3]  Les protons constituent 88 % du RC  Signal:anti particule medure du fond(p,He,e)

3 La quête de l’antimatière  Matière et d’antimatière également produites après le Big Bang  Qu’observe t on à présent ?  Faible flux d’antiparticules Provenant essentiellement de productions secondaires  Un rapport baryon-photon: N B /Nγ  10 -10 BBN prédiction N B /Nγ  10 -19  Différents modèles pour expliquer cette Asymétrie observée  mécanisme de baryogenèse, Violation CP, violation du nombre baryonique  Scénarios alternatifs avec la présence de bulles d’antimatière : anti-galaxies ou d’anti- étoiles …  La détection de  He ou  C pourrait révéler la présence de l’antimatière primordiale ou d’anti-étoiles (resp)

4 La quête de la matière noire  L’essentiel de la masse de l’univers est cachée (90 %)  m =0.3 (  b =0.05, BBN)  Courbes de rotation des galaxies indiquent la présence d’un halo galactique non lumineux  Nature de la matière cachée ? WIMP ? la supersymétrie propose un candidat: χ Des mesures expérimentales: une large fraction de la matière est non baryonique  distorsions possibles des spectres en: e +,  p,  d, γ, produits d’annihilations des χ

5 Motivations Astrophysiques  Besoin d’améliorer les mesures actuelles isotopiques  Noyaux secondaires  CNO spallation  Li, Be, B  Information sur la propagation des  rayons cosmiques dans la galaxie  Horloge des rayons cosmiques (RC)  Présence de noyaux radioactifs  tel le 10Be (t1/2~1.5 106 ans)  10Be/9Be apporte des informations  sur le confinement des RC dans la galaxie  Mesures isotopiques actuelles:  Faible statistique  Basse énergie  Noyaux secondaires CNO spallation  Li, Be, B Information sur la propagation des rayons cosmiques dans la galaxie  Horloge des rayons cosmiques (RC) Présence de noyaux radioactifs tel le 10 Be (t 1/2 ~1.5 10 6 ans) 10 Be/ 9 Be apporte des informations sur le confinement des RC dans la galaxie  Mesures isotopiques actuelles:  Faible statistique  Basse énergie

6 Les implications pour le détecteur  Distinguer le signe de la charge de la particule  un aimant + traceur  mv/Z  RB  Distinguer le sens (haut/bas)  temps entre 2 compteurs  Identifier la nature  masse m et charge  Particule electromagnetique  Separation e/p  Redondance :  plusieurs systèmes différents pour mesurer Z, v  Un détecteur type physique des hautes énergies

7 Les implications pour l’expérience  Grande statistique en flux de particules primaires  Identification: mesure de la charge et de la masse  Rejection du fond des secondaires (interaction des primaires dans l’atmosphère) Flux: Loi de puissance en  E -2.8  E -3.2  Nécessite de se placer dans l’espace longtemps (au moins 3 ans)

8 AMS  Where ? Where ? Orbit quasi circular 15.62 revolutions per day Precession(d  /dt) -5.06 deg/day AMS

9 Fe P e–e– HeP e+e+ TRD TOF Tracker + Magnet RICH ECAL – ___ Physics example Antimatter Cosmic Ray Physics Strangelets Dark matter How ?

10 Construction of the detectors is complete TRD e Silicon Tracker Z, P Calorimeter e,  Magnet p RICH v, Z Time of Flight v, Z Size: 3m x 3m x 3m, 7 tons Geometrical acceptance : 0.5 m².sr

11 Construction of the AMS-02 Superconducting magnet 2,500 l Superfluid He Duration: 3-5 years Racetrack Coils (2x6) Dipole Coils (2x) 0.86 T <15 mT

12 Positron detection TRD : Deposited energy Tracker /calorimeter: E/p ratio Calorimeter : Electromagnetic shower properties TRD  Background  protons  p  10 3-4 *  e+  electrons :  e-  10 *  e+ p e + e+

13 Antiprotons detection  Background  protons  p  10 4-5 *  p  electrons  e-  10 3 *  p RICH: β measurement e ¡ p e ¡ ¹ p p Tracker : Rejection of events with interactions Tracker/calorimeter: E/p ratio TRD : Deposit energy ¹ p Resolution on the rigidity (AMS01): < 2% up to 100 GV

14 Gamma rays detection Conversion (20%) direct e-e- e+e+  Background  protons  p  10 5-7 *    Electrons  e-  10 4 *   Tracker : -no TRD activity -Rejection of events with interaction Calorimeter -Standalone trigger -Electromagnetic shower -No interaction elsewhere  (E)/E [%] E [GeV] Test Beam performance measurement at CERN  1.4% @ 250 GeV

15 Ф (Positrons) ≈ 10 -3 × Ф protons Ф (Antiprotons) ≈ 10 -4 × Ф protons Ф (Photons) ≈ 10 -4 to -6 × Ф protons e +, p, γ, complementary analyses e + : 1 GeV - 300 GeV A e + / A p ~ 10 5 LV1 e + p e - e+e+ 4.5 10 2 cm 2.sr γ : 3 GeV - 1 TeV Ecal Mode A γ / A p ~ 10 7 LV1 γ p γ 6 10 2 cm 2.sr : 0.8 GeV - 600 GeV A p / A p ~ 10 6 LV1 p e - p ¯ 2 10 2 cm 2.sr

16 LSP/LZP separation Expected spectra (3 years) – IMBH scenario Top : LSP (SUSY) – 151 GeV Bottom : LZP (X-dim) – 50 GeV e+e+ p ¯ γ → E (2-3) *  (i)(GeV 1-2 cm -2 s -1 str -1 )

17 When ? Sept. 16, 2010 ULF6 Discovery STS-134 EXPRESS Logistics Carrier 3 (ELC3) Alpha Magnetic Spectrometer (AMS) http://www.nasa.gov/mission_pages/station/structure/iss_manifest.html

18 Conclusions  AMS02 is at CERN since 2008 and ready to fly in 2010.  Multi channel analysis with the same instrument will allow:  A precise energy spectrum for all the particles but the neutrinos, on a large energy range  Tests of the propagation models in the galaxy, CR acceleration models  To be sensitive to “new physics “(probe different Dark Matter candidates )

19 19 Launch December 2005 Launch 2008 1.3 m 3 m AMS Pamela 7t 450 kg 3 m ~ 40 cm

20 20 Magnets AMS : an ambitious Super Conducting Magnet 0.86 T PAMELA: Permanent Magnet 0.43 T

21 Reconstruction de la charge avec le RICH B Na N O Déficit du Be D He Li F Ne C Mg Al Si P S Cl Ar K Cu Sc Zn V Mn Fe Cr Co Ni Pour des noyaux A/Z=2 Ca 26 Ti

22 AMS02 Perspectives Recherche d’antimatière He Si pas d’excés  exclusion par AMS2 d’objets massifs de plus de 10 3 à 10 5 M  Effet du champ magnétique plus fort et de 3 ans de prise de données

23 Mesure de spectres noyaux légers En 6 mois

24 6 semaines de comptage ~ 200000 événements ! A.Bouchet et al,Nucl.Phys A668(2000) 7 Be 9 Be 10 Be Le rapport d'abondance 10 Be/ 9 Be dépend du : - Temps de confinement du RC dans la Galaxie - Densité moyenne interstellaire et la taille du halo RICH et TOF Mesure de spectres noyaux légers