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Precision measurements of cosmic ray positrons are presented up to 1 TeV based on 1.9 million positrons collected by the Alpha Magnetic Spectrometer on the International Space Station. The positron
flux exhibits complex energy dependence. Its distinctive properties are (a) a significant excess starting from 25.2 1.8 GeV compared to the lower-energy, power-law trend, (b) a sharp dropoff above 284þ91
−64 GeV, (c) in the entire energy range the positron flux is well described by the sum of a term associated with the positrons produced in the collision of cosmic rays, which dominates at low energies, and a new source term
of positrons, which dominates at high energies, and (d) a finite energy cutoff of the source term of Es ¼ 810þ310 −180 GeV is established with a significance of more than 4σ. These experimental data on cosmic
ray positrons show that, at high energies, they predominantly originate either from dark matter annihilation or from other astrophysical sources.
Towards Understanding the Origin of Cosmic-Ray Positrons / Aguilar, M.; Ali Cavasonza, L.; Ambrosi, G.; Arruda, L.; Attig, N.; Azzarello, P.; Bachlechner, A.; Barao, F.; Barrau, A.; Barrin, L.; Bartoloni, A.; Basara, L.; Başeğmez-du Pree, S.; Battiston, R.; Becker, U.; Behlmann, M.; Beischer, B.; Berdugo, J.; Bertucci, B.; Bindi, V.; de Boer, W.; Bollweg, K.; Borgia, B.; Boschini, M. J.; Bourquin, M.; Bueno, E. F.; Burger, J.; Burger, W. J.; Cai, X. D.; Capell, M.; Caroff, S.; Casaus, J.; Castellini, G.; Cervelli, F.; Chang, Y. H.; Chen, G. M.; Chen, H. S.; Chen, Y.; Cheng, L.; Chou, H. Y.; Choutko, V.; Chung, C. H.; Clark, C.; Coignet, G.; Consolandi, C.; Contin, A.; Corti, C.; Crispoltoni, M.; Cui, Z.; Dadzie, K.; Dai, Y. M.; Datta, A.; Delgado, C.; Della Torre, S.; Demirköz, M. B.; Derome, L.; Di Falco, S.; Dimiccoli, F.; Díaz, C.; von Doetinchem, P.; Dong, F.; Donnini, F.; Duranti, M.; Egorov, A.; Eline, A.; Eronen, T.; Feng, J.; Fiandrini, E.; Fisher, P.; Formato, V.; Galaktionov, Y.; García-López, R. J.; Gargiulo, C.; Gast, H.; Gebauer, I.; Gervasi, M.; Giovacchini, F.; Gómez-Coral, D. M.; Gong, J.; Goy, C.; Grabski, V.; Grandi, D.; Graziani, M.; Guo, K. H.; Haino, S.; Han, K. C.; He, Z. H.; Heil, M.; Hsieh, T. H.; Huang, H.; Huang, Z. C.; Incagli, M.; Jia, Yi; Jinchi, H.; Kanishev, K.; Khiali, B.; Kirn, Th.; Konak, C.; Kounina, O.; Kounine, A.; Koutsenko, V.; Kulemzin, A.; La Vacca, G.; Laudi, E.; Laurenti, G.; Lazzizzera, I.; Lebedev, A.; Lee, H. T.; Lee, S. C.; Leluc, C.; Li, J. Q.; Li, Q.; Li, T. X.; Li, Z. H.; Light, C.; Lin, C. H.; Lippert, T.; Liu, F. Z.; Liu, Hu; Liu, Z.; Lu, S. Q.; Lu, Y. S.; Luebelsmeyer, K.; Luo, F.; Luo, J. Z.; Luo, Xi; Lyu, S. S.; Machate, F.; Mañá, C.; Marín, J.; Martin, T.; Martínez, G.; Masi, N.; Maurin, D.; Menchaca-Rocha, A.; Meng, Q.; Mo, D. C.; Molero, M.; Mott, P.; Mussolin, L.; Nelson, T.; Ni, J. Q.; Nikonov, N.; Nozzoli, F.; Oliva, A.; Orcinha, M.; Palermo, M.; Palmonari, F.; Paniccia, M.; Pashnin, A.; Pauluzzi, M.; Pensotti, S.; Perrina, C.; Phan, H. D.; Picot-Clemente, N.; Plyaskin, V.; Pohl, M.; Poireau, V.; Popkow, A.; Quadrani, L.; Qi, X. M.; Qin, X.; Qu, Z. Y.; Rancoita, P. G.; Rapin, D.; Conde, A. Reina; Rosier-Lees, S.; Rozhkov, A.; Rozza, D.; Sagdeev, R.; Solano, C.; Schael, S.; Schmidt, S. M.; Schulz von Dratzig, A.; Schwering, G.; Seo, E. S.; Shan, B. S.; Shi, J. Y.; Siedenburg, T.; Song, J. W.; Sun, Z. T.; Tacconi, M.; Tang, X. W.; Tang, Z. C.; Tian, J.; Ting, Samuel C. C.; Ting, S. M.; Tomassetti, N.; Torsti, J.; Urban, T.; Vagelli, V.; Valente, E.; Valtonen, E.; Vázquez Acosta, M.; Vecchi, M.; Velasco, M.; Vialle, J. P.; Vizán, J.; Wang, L. Q.; Wang, N. H.; Wang, Q. L.; Wang, X.; Wang, X. Q.; Wang, Z. X.; Wei, J.; Weng, Z. L.; Wu, H.; Xiong, R. Q.; Xu, W.; Yan, Q.; Yang, Y.; Yi, H.; Yu, Y. J.; Yu, Z. Q.; Zannoni, M.; Zeissler, S.; Zhang, C.; Zhang, F.; Zhang, J. H.; Zhang, Z.; Zhao, F.; Zheng, Z. M.; Zhuang, H. L.; Zhukov, V.; Zichichi, A.; Zimmermann, N.; Zuccon, P.. - In: PHYSICAL REVIEW LETTERS. - ISSN 0031-9007. - ELETTRONICO. - 122:4(2019), pp. 1-9. [10.1103/PhysRevLett.122.041102]
Towards Understanding the Origin of Cosmic-Ray Positrons
Aguilar, M.;Ali Cavasonza, L.;Ambrosi, G.;Arruda, L.;Attig, N.;Azzarello, P.;Bachlechner, A.;Barao, F.;Barrau, A.;Barrin, L.;Bartoloni, A.;Basara, L.;Başeğmez-du Pree, S.;Battiston, R.;Becker, U.;Behlmann, M.;Beischer, B.;Berdugo, J.;Bertucci, B.;Bindi, V.;de Boer, W.;Bollweg, K.;Borgia, B.;Boschini, M. J.;Bourquin, M.;Bueno, E. F.;Burger, J.;Burger, W. J.;Cai, X. D.;Capell, M.;Caroff, S.;Casaus, J.;Castellini, G.;Cervelli, F.;Chang, Y. H.;Chen, G. M.;Chen, H. S.;Chen, Y.;Cheng, L.;Chou, H. Y.;Choutko, V.;Chung, C. H.;Clark, C.;Coignet, G.;Consolandi, C.;Contin, A.;Corti, C.;Crispoltoni, M.;Cui, Z.;Dadzie, K.;Dai, Y. M.;Datta, A.;Delgado, C.;Della Torre, S.;Demirköz, M. B.;Derome, L.;Di Falco, S.;Dimiccoli, F.;Díaz, C.;von Doetinchem, P.;Dong, F.;Donnini, F.;Duranti, M.;Egorov, A.;Eline, A.;Eronen, T.;Feng, J.;Fiandrini, E.;Fisher, P.;Formato, V.;Galaktionov, Y.;García-López, R. J.;Gargiulo, C.;Gast, H.;Gebauer, I.;Gervasi, M.;Giovacchini, F.;Gómez-Coral, D. M.;Gong, J.;Goy, C.;Grabski, V.;Grandi, D.;Graziani, M.;Guo, K. H.;Haino, S.;Han, K. C.;He, Z. H.;Heil, M.;Hsieh, T. H.;Huang, H.;Huang, Z. C.;Incagli, M.;Jia, Yi;Jinchi, H.;Kanishev, K.;Khiali, B.;Kirn, Th.;Konak, C.;Kounina, O.;Kounine, A.;Koutsenko, V.;Kulemzin, A.;La Vacca, G.;Laudi, E.;Laurenti, G.;Lazzizzera, I.;Lebedev, A.;Lee, H. T.;Lee, S. C.;Leluc, C.;Li, J. Q.;Li, Q.;Li, T. X.;Li, Z. H.;Light, C.;Lin, C. H.;Lippert, T.;Liu, F. Z.;Liu, Hu;Liu, Z.;Lu, S. Q.;Lu, Y. S.;Luebelsmeyer, K.;Luo, F.;Luo, J. Z.;Luo, Xi;Lyu, S. S.;Machate, F.;Mañá, C.;Marín, J.;Martin, T.;Martínez, G.;Masi, N.;Maurin, D.;Menchaca-Rocha, A.;Meng, Q.;Mo, D. C.;Molero, M.;Mott, P.;Mussolin, L.;Nelson, T.;Ni, J. Q.;Nikonov, N.;Nozzoli, F.;Oliva, A.;Orcinha, M.;Palermo, M.;Palmonari, F.;Paniccia, M.;Pashnin, A.;Pauluzzi, M.;Pensotti, S.;Perrina, C.;Phan, H. D.;Picot-Clemente, N.;Plyaskin, V.;Pohl, M.;Poireau, V.;Popkow, A.;Quadrani, L.;Qi, X. M.;Qin, X.;Qu, Z. Y.;Rancoita, P. G.;Rapin, D.;Conde, A. Reina;Rosier-Lees, S.;Rozhkov, A.;Rozza, D.;Sagdeev, R.;Solano, C.;Schael, S.;Schmidt, S. M.;Schulz von Dratzig, A.;Schwering, G.;Seo, E. S.;Shan, B. S.;Shi, J. Y.;Siedenburg, T.;Song, J. W.;Sun, Z. T.;Tacconi, M.;Tang, X. W.;Tang, Z. C.;Tian, J.;Ting, Samuel C. C.;Ting, S. M.;Tomassetti, N.;Torsti, J.;Urban, T.;Vagelli, V.;Valente, E.;Valtonen, E.;Vázquez Acosta, M.;Vecchi, M.;Velasco, M.;Vialle, J. P.;Vizán, J.;Wang, L. Q.;Wang, N. H.;Wang, Q. L.;Wang, X.;Wang, X. Q.;Wang, Z. X.;Wei, J.;Weng, Z. L.;Wu, H.;Xiong, R. Q.;Xu, W.;Yan, Q.;Yang, Y.;Yi, H.;Yu, Y. J.;Yu, Z. Q.;Zannoni, M.;Zeissler, S.;Zhang, C.;Zhang, F.;Zhang, J. H.;Zhang, Z.;Zhao, F.;Zheng, Z. M.;Zhuang, H. L.;Zhukov, V.;Zichichi, A.;Zimmermann, N.;Zuccon, P.
2019-01-01
Abstract
Precision measurements of cosmic ray positrons are presented up to 1 TeV based on 1.9 million positrons collected by the Alpha Magnetic Spectrometer on the International Space Station. The positron
flux exhibits complex energy dependence. Its distinctive properties are (a) a significant excess starting from 25.2 1.8 GeV compared to the lower-energy, power-law trend, (b) a sharp dropoff above 284þ91
−64 GeV, (c) in the entire energy range the positron flux is well described by the sum of a term associated with the positrons produced in the collision of cosmic rays, which dominates at low energies, and a new source term
of positrons, which dominates at high energies, and (d) a finite energy cutoff of the source term of Es ¼ 810þ310 −180 GeV is established with a significance of more than 4σ. These experimental data on cosmic
ray positrons show that, at high energies, they predominantly originate either from dark matter annihilation or from other astrophysical sources.
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Il report seguente simula gli indicatori relativi alla propria produzione scientifica in relazione alle soglie ASN 2023-2025 del proprio SC/SSD. Si ricorda che il superamento dei valori soglia (almeno 2 su 3) è requisito necessario ma non sufficiente al conseguimento dell'abilitazione. La simulazione si basa sui dati IRIS e sugli indicatori bibliometrici alla data indicata e non tiene conto di eventuali periodi di congedo obbligatorio, che in sede di domanda ASN danno diritto a incrementi percentuali dei valori. La simulazione può differire dall'esito di un’eventuale domanda ASN sia per errori di catalogazione e/o dati mancanti in IRIS, sia per la variabilità dei dati bibliometrici nel tempo. Si consideri che Anvur calcola i valori degli indicatori all'ultima data utile per la presentazione delle domande.
La presente simulazione è stata realizzata sulla base delle specifiche raccolte sul tavolo ER del Focus Group IRIS coordinato dall’Università di Modena e Reggio Emilia e delle regole riportate nel DM 589/2018 e allegata Tabella A. Cineca, l’Università di Modena e Reggio Emilia e il Focus Group IRIS non si assumono alcuna responsabilità in merito all’uso che il diretto interessato o terzi faranno della simulazione. Si specifica inoltre che la simulazione contiene calcoli effettuati con dati e algoritmi di pubblico dominio e deve quindi essere considerata come un mero ausilio al calcolo svolgibile manualmente o con strumenti equivalenti.
