Cosmic-ray fluxes relevant for Atmospheric Neutrinos - PowerPoint PPT Presentation

Cosmic-­‑ray ¡fluxes ¡relevant ¡for ¡ Atmospheric ¡Neutrinos ¡ ν background for p-decay ν background for p-decay I. < ¡TeV ¡ ν µ ν µ II. TeV ¡~ ¡PeV ¡ ν e ν e 0.1 0.1 1 1 10 10 Trieste, ¡28/05/2018 ¡ Tom ¡Gaisser ¡ 1 ¡

From ¡the ¡local ¡ISM ¡to ¡1 ¡AU ¡ Energy Content of Galactic Cosmic-ray Protons 5000 INTERSTELLAR See ¡Bisschoff ¡& ¡Potgieter, ¡ 1512.04836 ¡for ¡post-­‑Voyager ¡ 4000 analysis ¡ 2 dN/dE k (GeV m -2 sr -1 s -1 ) PAMELA: ¡ 2006 2007 3000 2008 2009 Voyager 2000 Most ¡energy ¡between ¡ 0.5 ¡and ¡10 ¡GeV ¡ ρ CR ∼ 5 × 10 − 13 erg/cm 3 E k 1000 OBSERVED at 1 A.U. 0 0.1 1 10 100 1000 10000 E kinetic (GeV) Trieste, ¡28/05/2018 ¡ Tom ¡Gaisser ¡ 2 ¡

Solar ¡modulaYon ¡ ¡ BESS, ¡AMS, ¡1997 ¡-­‑ ¡2000 ¡Cycle ¡22, ¡A ¡> ¡0 ¡ PAMELA, ¡2010 ¡– ¡2013 ¡ Fig. ¡from ¡TG ¡& ¡Honda, ¡2002 ¡ Martucci ¡et ¡al., ¡1801.07112 ¡ ) -1 sec − 1 − 1) GeV Sep13 3 sr 10 -1 Feb13 s -1 − 2 2 sr 10 (m Jun12 -2 Proton flux (m E k Oct11 10 P − Flux x Mar11 1 Jul10 -1 10 E (GeV) -1 10 1 10 k Kinetic energy (GeV) Figure 9 Proton spectra measured by BESS in 1997, 1998, 1999, and 2000 (70). Curves are explained in the text. See ¡Cholis, ¡Hooper ¡& ¡Linden, ¡PR ¡D ¡93 ¡(2016) ¡043016 ¡a ¡full, ¡ physically ¡moYvated ¡parameterizaYon ¡of ¡charge-­‑sign-­‑ dependent ¡solar ¡modulaYon ¡ Trieste, ¡28/05/2018 ¡ Tom ¡Gaisser ¡ 3 ¡

Charge-­‑sign-­‑dependent ¡solar ¡modulaYon ¡ • A ¡= ¡polarity ¡of ¡the ¡solar ¡magneYc ¡field ¡ ¡ • Changes ¡sign ¡around ¡solar ¡max ¡ • ModulaYon ¡depends ¡on ¡qA ¡ – Protons, ¡anY-­‑protons ¡are ¡modulated ¡differently ¡ – Cholis, ¡Hooper, ¡Linden, ¡PR ¡D93 ¡(2016) ¡043016 ¡ PHYSICAL REVIEW D 93, 043016 (2016) *Gives ¡a ¡detailed ¡parameterizaYon ¡of ¡the ¡ force-­‑field ¡parameter ¡as ¡a ¡funcYon ¡of ¡date ¡ that ¡accounts ¡for ¡the ¡physical ¡effects ¡of ¡ drih ¡and ¡diffusion ¡in ¡the ¡heliospheric ¡ magneYc ¡field ¡ ¡ ¡ Trieste, ¡28/05/2018 ¡ Tom ¡Gaisser ¡ 4 ¡

Next ¡step: ¡ ¡ geing ¡through ¡the ¡geomagneYc ¡field ¡ Guy ¡Murchie, ¡ 1954 ¡ Trieste, ¡28/05/2018 ¡ Tom ¡Gaisser ¡ 5 ¡

GeomagneYc ¡ cutoffs ¡ 1.0 15 Rigidity of pass probability 50% (GV) North America Kamioka 10 Pass Rate o s s 0.5 a a S k o n i Gran Sasso m a r 5.0 a G K North America 0 0 10 0 1 − 1.0 0 1.0 10 Cos( θ ) Rigidity (GV) Figure 11 Cutoffs at three locations: north-central North America (Soudan, Sudbury); Gran Sasso; Kamioka. The left panel shows the passing rate as a function of rigidity integrated over all directions. The right panel shows the rigidity above which half the particles in the azimuthal band at each zenith angle reach the atmosphere. (Positive cos θ refers to downward-moving particles.) TG ¡& ¡Honda, ¡2002 ¡ Trieste, ¡28/05/2018 ¡ Tom ¡Gaisser ¡ 6 ¡

What ¡primary ¡energies ¡are ¡relevant? ¡ 0.3 neutron monitor Through-­‑going ¡events ¡ IceCube, ¡KM3NeT… ¡ 0.25 E N dN / dE N (arbitrary units) Sub-­‑GeV ¡events ¡at ¡Super-­‑K ¡ 0.2 A Super-K A) Without ¡cutoffs ¡ B) Upgoing ¡events ¡ 0.15 C) Downgoing ¡events ¡ 0.1 B AMANDA-B10 0.05 C 0 10 0 10 1 10 2 10 3 10 4 10 5 E N (GeV) TG, ¡Honda, ¡Ann.Revs. ¡52 ¡(2002) ¡ Trieste, ¡28/05/2018 ¡ Tom ¡Gaisser ¡ 7 ¡

Strong ¡East-­‑West ¡effect ¡at ¡Super-­‑K ¡ Figure 10 Contour map of the rigidity cutoff as seen from the Kamioka site. Rigidity cutoffs are shown as a function of arrival direction of the neutrino. (Zenith angle > 90 � is for upward-moving particles.) An outline map of the continents is superimposed on the lower hemisphere. Trieste, ¡28/05/2018 ¡ Tom ¡Gaisser ¡ 8 ¡

East-­‑West ¡effect ¡on ¡neutrinos ¡ HKKM ¡ Honda ¡et ¡al., ¡PRD52 ¡(1995) ¡ Lipari, ¡Stanev, ¡TG, ¡PRD58 ¡(1998) ¡ Lipari, ¡ ¡ Astropart. ¡Phys. ¡14 ¡(2000) ¡171 ¡ Data ¡from ¡Super-­‑K* ¡in ¡fixed ¡zenith ¡band ¡compared ¡to ¡calculaYons. ¡ Complemented ¡observaYon ¡of ¡zenith ¡dependence ¡from ¡oscillaYons. ¡ *Super-­‑K, ¡(Futagami ¡et ¡al., ¡P.R.L. ¡82 ¡(1999) ¡5192 ¡ ¡ Trieste, ¡28/05/2018 ¡ Tom ¡Gaisser ¡ 9 ¡

Spectrum ¡circa ¡2002 ¡ Annu. Rev. Nucl. Part. Sci. 2002.52:153-199. Downloaded from www.annualreviews.org Access provided by University of Delaware on 04/12/18. For personal use only. Nucleons ¡per ¡GeV/nucleon ¡ Figure 6 Observed flux of cosmic-ray protons and helium. The dashed lines show the fits described in the text. The data are: Webber (48), crosses; LEAP (49), upward solid triangles; MASS1 (50), open circles; CAPRICE (52), vertical solid diamonds; IMAX (53), downward solid triangles; BESS98 (54), solid circles; AMS (55, 56), solid squares; Ryan (57), horizontal solid diamonds; JACEE (58), downward open triangles; Ivanenko (59), upward open triangles; Runjob (60), open diamonds; Kawamura (61), TG ¡& ¡Honda, ¡2002 ¡ open squares. Trieste, ¡28/05/2018 ¡ Tom ¡Gaisser ¡ 10 ¡

Flux ¡parameterizaYons ¡ TG, ¡Honda, ¡Lipari, ¡Stanev ¡ i⌘ − α ⇣ h p φ ( E k ) = K × E k + b exp − c E k ICRC ¡27 ¡(Hamburg) ¡2001 ¡ 5(1643) ¡ with parameters as tabulated in Table 2. Here is kinetic E ¡in ¡GeV, ¡the ¡b ¡and ¡c ¡factors ¡account ¡for ¡modulaYon ¡at ¡solar ¡min ¡ TABLE 2 Parameters for all five components in the fit of Equation 10 Parameter ¡values ¡from ¡ Parameter/component K b c α TG, ¡Honda ¡(Ann.Revs.Nucl. ¡ Hydrogen ( A = 1) 2.74 ± 0.01 14900 ± 600 2.15 0.21 Part. ¡Sci. ¡52, ¡2002). ¡ ¡ ¡ He ( A = 4, high) 2.64 ± 0.01 600 ± 30 1.25 0.14 He ( A = 4, low) 2.74 ± 0.03 750 ± 100 1.50 0.30 CNO ( A = 14) 2.60 ± 0.07 33.2 ± 5 0.97 0.01 Mg-Si ( A = 25) 2.79 ± 0.08 34.2 ± 6 2.14 0.01 Fe ( A = 56) 2.68 ± 0.01 4.45 ± 0.50 3.07 0.41 In ¡view ¡of ¡more ¡recent ¡data, ¡it ¡is ¡good ¡that ¡we ¡favored ¡the ¡“high” ¡He ¡! ¡ Trieste, ¡28/05/2018 ¡ Tom ¡Gaisser ¡ 11 ¡

Data, ¡2005 ¡ ¡ Low ¡energy ¡measurements ¡with ¡spectrometers, ¡higher ¡energy ¡with ¡calorimeters ¡ 100 100 80 80 60 60 Deviation from central fit value (%) Deviation from central fit value (%) 40 40 20 20 0 0 -20 -20 -40 -40 Uncertainty used Uncertainty used Earlier data Earlier He data BESS -60 -60 BESS CAPRICE CAPRICE AMS AMS JACEE -80 -80 JACEE RUNJOB RUNJOB Ivanenko -100 -100 1 10 100 1000 10000 100000 1 10 100 1000 10000 100000 Primary Kinetic Energy (GeV/n) Primary Kinetic Energy (GeV) RaYo ¡of ¡data ¡to ¡parameterizaYon ¡for ¡protons ¡and ¡helium ¡from ¡uncertainYes ¡paper ¡ Barr ¡et ¡al., ¡PR ¡D74 ¡(2006) ¡094009 ¡ Trieste, ¡28/05/2018 ¡ Tom ¡Gaisser ¡ 12 ¡

Updated ¡fits ¡include ¡new ¡data: ¡ Evans ¡et ¡al., ¡PR ¡D95 ¡(2017) ¡023012 ¡ ( ¡1612.03219) ¡ Protons ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡Helium ¡ 100 100 Deviation from central fit value (%) 80 Deviation from central fit value (%) 80 60 60 40 40 20 20 0 0 − 20 − 20 − 40 − 40 1 sigma contour 2 sigma contour 1 sigma contour 2 sigma contour CREAM I (2004 - 2005) AMS01 (1998) CREAM I (2004 - 2005) AMS01 (1998) 60 60 − − AMS02 (2011 - 2013) PAMELA CALO (2006 - 2010) AMS02 (2011 - 2013) PAMELA CALO (2006 - 2010) RUNJOB (1995 - 1999) PAMELA (2006 - 2010) RUNJOB (1995 - 1999) PAMELA (2003 - 2008) 80 80 − − SOKOL (1984 - 1986) BESS (1997 - 2002) SOKOL (1984 - 1986) BESS (1993 - 2008) ATIC02 (2003) JACEE (1979 - 1995) ATIC02 (2003) JACEE (1979 - 1995) 100 100 − − 2 3 4 5 2 3 4 5 1 10 10 10 10 10 1 10 10 10 10 10 Primary Energy [GeV/n] Primary Energy [GeV/n] (a) (b) Main ¡new ¡data ¡sets: ¡PAMELA, ¡AMS02, ¡CREAM ¡ Plots ¡show ¡raYo ¡of ¡data ¡to ¡fits ¡to ¡the ¡GHLS ¡form ¡with ¡new ¡parameter ¡values. ¡ Uncertainty ¡band ¡is ¡reduced. ¡ However: ¡Note ¡systemaYc ¡difference ¡in ¡shape ¡ Trieste, ¡28/05/2018 ¡ Tom ¡Gaisser ¡ 13 ¡