Search for Dark Matter decay signals in the Galactic Halo with the MAGIC telescopes

MAGIC is a system of two Cherenkov telescopes located in the Canary island of La Palma. A key part of MAGIC Fundamental Physics program is the search for indirect signals of Dark Matter (DM) from different sources. In the Milky Way, DM forms an almost spherically symmetric halo, with a density peaked towards the center of the Galaxy and decreasing toward the outer region. We search for DM decay signals from the Galactic Halo, with a special methodology developed for this work. Our strategy is to compare pairs of observations performed at different angular distances from the Galactic Center, selected in such a way that all the diffuse components cancel out, except for those coming from the DM. In order to keep the systematic uncertainty of this novel background estimation method down to a minimum, the observation pairs have been acquired during the same nights and follow exactly the same azimuth and zenith paths. We collected 20 hours of data during 2018. Using half of them to determine the systematic uncertainty in the background estimation of our analysis, we obtain a value of 4.8% with no dependence on energy. Accounting for this systematic uncertainty in the likelihood analysis based on the 10 remaining hours of data collected so far, we present the limit to TeV DM particle with a lifetime of $10^26$ s in the $mathrmbarb$ decay channel

Search for gamma-ray signals from dark matter annihilation or decay at the Draco dwarf galaxy and the Galactic halo with MAGIC

Les observacions astrofísiques i cosmològiques afirmen de la existència d’una forma de matèria no bariònica i invisible, anomenada Matèria Fosca (DM), que representa el 85% de la massa total de l’Univers. Entre els numerosos models, la “Weakly Interacting Massive Particle”, una classe de partícules que no formen part del model estàndar (SM), representa un dels millors candidats de DM, en el moment que compleix la característica requerida per el model cosmològic actual per a DM: ser débilment interactiu amb la matèria ordinaria, no relativista (DM freda) i estable a escala cosmològica. Se suposa, que els WIMPs tenen una massa entre uns pocs GeV i centenars de TeV, i produeixen partícules del SM mitjançant aniquilació o desintegració. La cerca indirecta de firmes de DM a través dels raigs γ d’origen astrofísic, és molt prometedora, ja que aquestes senyals provenen directament de la font emissora i contenen característiques que no estan relacionades amb cap altre objecte astrofísic. A més, la DM ha impulsat l’evolució històrica de l’Univers, degut a que la matèria bariònica s’ha acumulat en les sobredensitats de DM, creant totes les estructures que veiem avuí dia. Com a conseqüència, galaxies, galaxies satèlits i altres estructures, s’ha format dins d’un halo de DM, amb una densitat que arriba al seu punt màxim en el centre de la galàxia i, disminueix cap a l’exterior. La Vía Láctea i les seves galàxies nanes satèlit representen els objectes dominats per DM més propers a la Terra. En aquesta tèsis presento els resultats de les observacions de la galàxia nana Draco i la regió extesa del halo Galàctic de DM utilitzant els telescopis MAGIC. Ambdós objectes tenen diferents característiques: Draco és moderadament extesa per a MAGIC i pot tractar-se amb un anàlisis estàndar, mentre que la regió del halo està molt extesa i la regió de la senyal esperada va molt més enllà del camp de visió de MAGIC. El nou enfocament que he considerat per observar amb èxit el halo galàctic, consisteix en comparar parells d’observacions realitzades a diferents distàncies angulars del Centre Galàctic, seleccionant, de tal manera, que tots els components difusos es cancel·lin, excepte per als que venen de la DM. Per a mantenir l’incertesa sistemàtica d’aquest mètode d’estimació del fons al mínim, els parells d’observació s’han adquirit durant les mateixes nits, seguint exactament els mateixos camins d’azimut i zenit amb excel·lents condicions climàtiques. Un 20% de les dades s’han utilitzat per determinar el nivell d’errors sistemàtics, mentre que la resta s’han utilitzat per restringir la secció eficaç promitja de la DM i / o la seva vida mitja. Un anàlisis de màxima probabilitat (likelihood) optimizada, per a explorar les característiques del espectre d’aniquilació i desintegrament de la DM, s’aplica a les dades dels dos objectes. No s’ha trobat cap indici de DM en ambdues mostres de dades, el que limita la secció eficaç promitja a ∼10^-23 cm^3/s i la vida mitja de la DM a ∼10^26 s.Las observaciones astrofísicas y cosmológicas afirman la existencia de una forma de materia no bariónica y invisible, llamada Materia Oscura (DM), que representa el 85% de la masa total del Universo. Entre los numerosos modelos, la “Weakly Interacting Massive Particle”, una clase de partículas que no pertenecen al modelo estándar (SM), representa uno de los mejores candidatos de DM, de momento que satisface la característica requerida del modelo cosmológico actual para DM: ser débilmente interactivo con la materia ordinaria, no relativista (DM fría) y estable a escala cosmológica. Se supone, que las WIMPs tienen una masa entre unos pocos GeV y cientos de TeV, y producen partículas del SM mediante aniquilación o desintegración. La búsqueda indirecta de firmas de DM a través de los rayos γ de origen astrofísico, es muy prometedora, ya que estas señales llegan directamente de la fuente emisora y contienen características que no están relacionadas con ningún otro objecto astrofísico. Además, la DM ha impulsado la evolución histórica del Universo, ya que la materia bariónica se ha acumulado en las sobredensidades de DM, creando todas las estructuras que vemos hoy en día. Como consecuencia, galaxias, galaxias satélites y otras estructuras, se ha formado dentro de un halo de DM, con una densidad que alcanza su punto máximo hacia el centro de la galaxia y disminuye hacia el exterior. La Vía Láctea y sus galaxias enanas satélites representan los objetos dominados por DM más cercanos a la Tierra. En esta tesis presento los resultados de las observaciones de la galaxia enana Draco y la región extendida del halo Galáctico de DM con los telescopios MAGIC. Los dos objetos tienen diferentes características: Draco es moderadamente extendido para MAGIC y puede tratarse con una análisis estándar, mientras que la región del halo está muy extendida y la región de la señal esperada va mucho más allá del campo de visión de MAGIC. El nuevo enfoque que he considerado para observar con éxito el halo galáctico, consiste en comparar pares de observaciones realizadas a diferentes distancias angulares del Centro Galáctico, seleccionado de tal manera que todos los componentes difusos se cancelen, excepto para los que vienen del DM. Para mantener la incertidumbre sistemática de este método de estimación del fondo al mínimo, los pares de observación se han adquirido durante las mismas noches, siguiendo exactamente los mismos caminos de azimut y cenit con excelentes condiciones climáticas. Un 20% de los datos se ha utilizado para determinar el nivel del sistemático, mientras que el resto se utiliza para restringir la sección efficaz promedia de DM y / o su vida media. Un análisis de máxima probabilidad (likelihood) optimizada, para explotar la características del espectro de aniquilación y desintegración de DM, se aplica a los datos de los dos objectos. Ningún indicio de DM se ha encontrado en ambas muestras de datos, lo que va a limitar la sección efficaz promedia hasta ∼10^&-23 cm^3 /s y la vida media del DM hasta ∼10^26 s.Astrophysical and cosmological observations affirm the existence of a non-baryonic and invisible form of matter, called Dark Matter, accounting for the 85% of the total mass of the Universe. Among the numerous models, the Weakly Interacting Massive Particle, a class of non-standard model(SM) particles, represents one of the best candidate as DM, as fit the characteristic request by the current cosmological model for DM: weakly interactive with ordinary matter, non-relativistic (cold DM), and stable at cosmological scale. WIMPs particles are supposed to have a mass between few GeVs and hundreds of TeV, and to produce SM particles through annihilation or decay. Indirect search for DM signature in the astrophysical γ rays is very promising, since they point directly to the emitting source and γ-ray spectra from DM contains features that are related with no other astrophysical object except DM. Moreover, DM drove the historical evolution of the Universe, since baryonic matter accu- mulate in the DM over-densities, creating all the structures we see nowadays. Consequently, galaxies, satellite galaxies, and other structures, formed inside a DM halo, with a density peaked towards the center of the Galaxy and decreasing toward the outer region. Milky Way and its dwarf satellite galaxies represent the closest DM dominated objects. In this thesis I present the results from the observations of the Draco dwarf galaxy and the extended region of the Galactic DM halo. These targets have different characteristic: Draco is a moderate-extended source for MAGIC and can be treated with the standard analysis chain, while the halo region is very extended and the expected signal region goes far beyond the MAGIC field of view. The new approach I considered for observing successfully GH, consists in comparing pairs of observations performed at different angular distances from the Galactic Center, selected in such a way that all the diffuse components cancel out, except for those coming from the DM. In order to keep the systematic uncertainty of this novel background estimation method down to a minimum, the observation pairs have been acquired during the same nights, follow exactly the same azimuth and zenith paths with excellent weather conditions. A 20% of the data was used to determine the systematic level, while the rest is used to constraint the DM thermally averaged cross-section and/or the lifetime. For both searches, a binned maximum-likelihood analysis optimized for exploiting the spectra feature of DM annihilation and decay, is applied on both data sets. No hints of DM have been found in both data sample, constraining the thermally averaged cross-section down to ∼10^&–23 cm^3/s and the DM lifetime up to ∼10^26 s.Universitat Autònoma de Barcelona. Programa de Doctorat en Físic

Ricostruzione di traccia in tempo reale su FPGA ad LHC

In questa tesi abbiamo studiato l’implementazione su FPGA di un nuovo algoritmo di tracciatura che trae ispirazione dal funzionamento dell’apparato visivo dei mammiferi, chiamato Retina Artificiale. Questo algoritmo sfrutta il calcolo parallelo della risposta di una matrice di celle, che contengono una banca dati di tracce memorizzate, coprendo tutto lo spazio dei parametri in cui le tracce sono definite. Interpolando la risposta delle celle adiacenti, `e possibile ottenere un’alta efficienza mantenendo limitato il numero di celle usate. Descriveremo in particolare il progetto di una unit`a di processamento di tracce (Track Processing Unit, TPU), un sistema che implementa l’algoritmo retina da utilizzare a Livello 0 (L0) della catena di trigger, realizzabile su dispositivi a logica programmabile di tipo FPGA. La TPU ha come obiettivo quello di ricostruire in dettaglio eventi alla massima frequenza di collisioni ad LHC, 40MHz. Il suo utilizzo `e in particolare rivolto a quel genere di misure, in cui es- eguire una efficiente selezione degli eventi richiede una ricostruzione accurata delle tracce dell’evento, in particolar modo quelle che coinvolgono i quark pe- santi charm e bottom. Infatti, gli eventi che contengono i quark b e c, sono privi di una segnatura caratteristica utile per preselezionare gli eventi, come l’energia totale trasversa, l’energia trasversa mancante o la presenza di lep- toni ad alto impulso trasverso. In questo scenario deve operare l’esperimento LHCb, situato al Large Hadron Collider del CERN a Ginevra, il cui scopo specifico `e studiare la fisica dei quark pesanti. Sono state simulate le prestazioni della TPU sia nella configurazione di LHCb prevista per il 2015, in cui la frequenza degli eventi `e pari a 1 MHz, e nella configurazione prevista per il 2020, in cui la frequenza sar`a di 40 MHz. Nel primo caso abbiamo assunto di inviare alla TPU i dati provenienti dal rivelatore Inner Tracker (IT), mentre nel secondo dal rivelatore di veritce (VELO) e dal rivelatore Upstream Detector (UT). Il lavoro di tesi consiste nell’implementazione dell’algoritmo utilizzando i linguaggio di descrizione della logica di alto livello, VHDL. La simulazione logica, anche ad uno stadio iniziale, risulta fondamentale per dimostrare la fattibilit`a tecnica in termini di velocit`a, dimensioni, costi dell’apparato. Per l’implementazione della TPU, abbiamo utilizzato due diversi dispos- itivi a logica programmabile prodotti dalla ditta Altera. Nel caso dell’IT abbiamo utilizzato un dispositivo di media grandezza, appartenente alla famiglia Altera Stratix III, mentre nel caso del VELO abbiamo usato un dispositivo altamente performante, appartenente alla famiglia Altera Stratix V. La prima scelta `e stata guidata dal fatto che lo Stratix III `e usato nella scheda TEL62, una scheda recentemente sviluppata dall’INFN di Pisa per l’esperimento NA62, progettata in modo da mantenere una completa com- patibilit`a con il sistema di acquisizione dati di LHCb. Questo permetter`a in futuro di effettuare un test parassitico della TPU direttamente sui rivelatori di LHCb. Dall’altro lato, la famiglia Altera Stratix V `e stata scelta per il VELO poich ́e si prevede di usare questa famiglia di dispositivi nel sistema di DAQ di LHCb, previsto nell’Upgrade del 2020. Nel caso dell’IT abbiamo confrontato la simulazione logica con una simu- lazione di alto livello scritta in C++, utilizzando dati provenienti dalla sim- ulazione Montecarlo ufficiale di LHCb nella configurazione del 2015. Nella configurazione del VELO abbiamo sviluppato un modello per verificare le prestazioni del dispositivo in termini di latenza. Nel primo Capitolo si discutono i benefici di un sistema di tracciatura in tempo reale, riferendoci ad alcuni esempi di sistemi di tracciatura implemen- tati in esperimenti passati e attuali installati ai collisionatori adronici. Nel secondo Capitolo si descrive l’attuale esperimento LHCb e la configurazione prevista per l’upgrade del 2020, focalizzandoci sul sistema di trigger e dei rivelatori di traccia. Descriviamo quindi in dettaglio l’algoritmo della retina artificiale e la TPU nel Capitolo 3. Nel Capitolo 4 si introducono i dispositivi a logica programmabile, motivando la scelta dei dispositivi denominati FPGA e descrivendo gli FPGA di Altera e i software utilizzati per la progettazione e la simulazione degli stessi. Nel quinto Capitolo si descrive l’implementazione della TPU applicata all’IT, presentando i risultati della simulazione logica. Infine, nel Capitolo 6 si descrive l’applicazione della TPU per i rivelatori VELO e UT nella configurazione di LHCb del 2020

Ricostruzione di traccia in tempo reale su FPGA ad LHC

n questa tesi abbiamo studiato l’implementazione su FPGA di un nuovo algoritmo di tracciatura che trae ispirazione dal funzionamento dell’apparato visivo dei mammiferi, chiamato Retina Artificiale. Questo algoritmo sfrutta il calcolo parallelo della risposta di una matrice di celle, che contengono una banca dati di tracce memorizzate, coprendo tutto lo spazio dei parametri in cui le tracce sono definite. Interpolando la risposta delle celle adiacenti, `e possibile ottenere un’alta efficienza mantenendo limitato il numero di celle usate. Descriveremo in particolare il progetto di una unit`a di processamento di tracce (Track Processing Unit, TPU), un sistema che implementa l’algoritmo retina da utilizzare a Livello 0 (L0) della catena di trigger, realizzabile su dispositivi a logica programmabile di tipo FPGA. La TPU ha come obiettivo quello di ricostruire in dettaglio eventi alla massima frequenza di collisioni ad LHC, 40MHz. Il suo utilizzo `e in particolare rivolto a quel genere di misure, in cui es- eguire una efficiente selezione degli eventi richiede una ricostruzione accurata delle tracce dell’evento, in particolar modo quelle che coinvolgono i quark pe- santi charm e bottom. Infatti, gli eventi che contengono i quark b e c, sono privi di una segnatura caratteristica utile per preselezionare gli eventi, come l’energia totale trasversa, l’energia trasversa mancante o la presenza di lep- toni ad alto impulso trasverso. In questo scenario deve operare l’esperimento LHCb, situato al Large Hadron Collider del CERN a Ginevra, il cui scopo specifico `e studiare la fisica dei quark pesanti. Sono state simulate le prestazioni della TPU sia nella configurazione di LHCb prevista per il 2015, in cui la frequenza degli eventi `e pari a 1 MHz, e nella configurazione prevista per il 2020, in cui la frequenza sar`a di 40 MHz. Nel primo caso abbiamo assunto di inviare alla TPU i dati provenienti dal rivelatore Inner Tracker (IT), mentre nel secondo dal rivelatore di veritce (VELO) e dal rivelatore Upstream Detector (UT). Il lavoro di tesi consiste nell’implementazione dell’algoritmo utilizzando i linguaggio di descrizione della logica di alto livello, VHDL. La simulazione logica, anche ad uno stadio iniziale, risulta fondamentale per dimostrare la fattibilit`a tecnica in termini di velocit`a, dimensioni, costi dell’apparato. Per l’implementazione della TPU, abbiamo utilizzato due diversi dispos- itivi a logica programmabile prodotti dalla ditta Altera. Nel caso dell’IT abbiamo utilizzato un dispositivo di media grandezza, appartenente alla famiglia Altera Stratix III, mentre nel caso del VELO abbiamo usato un dispositivo altamente performante, appartenente alla famiglia Altera Stratix V. La prima scelta `e stata guidata dal fatto che lo Stratix III `e usato nella scheda TEL62, una scheda recentemente sviluppata dall’INFN di Pisa per l’esperimento NA62, progettata in modo da mantenere una completa com- patibilit`a con il sistema di acquisizione dati di LHCb. Questo permetter`a in futuro di effettuare un test parassitico della TPU direttamente sui rivelatori di LHCb. Dall’altro lato, la famiglia Altera Stratix V `e stata scelta per il VELO poich ́e si prevede di usare questa famiglia di dispositivi nel sistema di DAQ di LHCb, previsto nell’Upgrade del 2020. Nel caso dell’IT abbiamo confrontato la simulazione logica con una simu- lazione di alto livello scritta in C++, utilizzando dati provenienti dalla sim- ulazione Montecarlo ufficiale di LHCb nella configurazione del 2015. Nella configurazione del VELO abbiamo sviluppato un modello per verificare le prestazioni del dispositivo in termini di latenza. Nel primo Capitolo si discutono i benefici di un sistema di tracciatura in tempo reale, riferendoci ad alcuni esempi di sistemi di tracciatura implemen- tati in esperimenti passati e attuali installati ai collisionatori adronici. Nel secondo Capitolo si descrive l’attuale esperimento LHCb e la configurazione prevista per l’upgrade del 2020, focalizzandoci sul sistema di trigger e dei rivelatori di traccia. Descriviamo quindi in dettaglio l’algoritmo della retina artificiale e la TPU nel Capitolo 3. Nel Capitolo 4 si introducono i dispositivi a logica programmabile, motivando la scelta dei dispositivi denominati FPGA e descrivendo gli FPGA di Altera e i software utilizzati per la progettazione e la simulazione degli stessi. Nel quinto Capitolo si descrive l’implementazione della TPU applicata all’IT, presentando i risultati della simulazione logica. Infine, nel Capitolo 6 si descrive l’applicazione della TPU per i rivelatori VELO e UT nella configurazione di LHCb del 2020

Upper limits on the WIMP annihilation cross section from a joint analysis of dwarf spheroidal satellite galaxy observations with the MAGIC telescopes

Dwarf spheroidal galaxies (dSphs) are among the best candidates to perform indirect searches for DM, having the highest known mass-to-light ratio and being free of astrophysical gamma-ray emitting sources. The Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov (MAGIC) telescopes, located on the Canary Island of La Palma, have observed a fair amount of optimal dSphs in the recent years. This is the outcome of diversifying the observation strategy in order to avoid possible biases in target selection and to improve previous results. In this contribution we will report on new MAGIC results obtained from 52.1 hours of observation of the Draco dSph in 2018 and 49.5 hours of the Coma Berenices dSph in 2019. We will also present the results of a joint analysis of Draco and Coma Berenices dSphs with other dSphs observed by MAGIC so far. The selected dataset accounts for 354.4 hours of good quality data, resulting in one of the largest dSphs samples ever collected by an array of Cherenkov telescopes. This allows us to derive the most constraining limits from dSphs, among Cherenkov telescopes, on the WIMP annihilation cross section for different annihilation channels in the WIMP mass range 70 GeV to 100 TeV.ISSN:1824-803

Search for Gamma-ray Line emission from Dark Matter annihilation in the Galactic Centre with the MAGIC telescopes

We present the first search for dark matter (DM) spectral lines in the Galactic centre (GC) region with the MAGIC telescopes. The MAGIC telescopes, located on the Canary island of La Palma (Spain), are sensitive to gamma rays in the energy range from 50 GeV to 50 TeV. MAGIC has performed indirect DM searches in various astrophysical targets, such as dwarf spheroidal galaxies and clusters of galaxies. Observations at high zenith angles significantly increase the telescopes' collection area and sensitivity for gamma rays in the TeV regime. We present the results obtained with more than 200 hours of high-zenith angle observations of the GC region with MAGIC, which allow us to probe promising heavy SUSY models, and to obtain competitive limits to the DM annihilation cross-section at high DM particle mass, compared to existing constraints. We will discuss how we exploit the data from a complex sky region to search for a line-like DM signature.ISSN:1824-803

First Results of an “Artificial Retina” Processor Prototype

We report on the performance of a specialized processor capable of reconstructing charged particle tracks in a realistic LHC silicon tracker detector, at the same speed of the readout and with sub-microsecond latency. The processor is based on an innovative pattern-recognition algorithm, called “artificial retina algorithm”, inspired from the vision system of mammals. A prototype of the processor has been designed, simulated, and implemented on Tel62 boards equipped with high-bandwidth Altera Stratix III FPGA devices. The prototype is the first step towards a real-time track reconstruction device aimed at processing complex events of high-luminosity LHC experiments at 40 MHz crossing rate

The blazar TXS 0506+056 associated with a high-energy neutrino: insights into extragalactic jets and cosmic ray acceleration

International audienceA neutrino with energy ∼290 TeV, IceCube-170922A, was detected in coincidence with the BL Lac object TXS 0506+056 during enhanced gamma-ray activity, with chance coincidence being rejected at ∼3σ level. We monitored the object in the very-high-energy (VHE) band with the Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov (MAGIC) telescopes for ∼41 hr from 1.3 to 40.4 days after the neutrino detection. Day-timescale variability is clearly resolved. We interpret the quasi-simultaneous neutrino and broadband electromagnetic observations with a novel one-zone lepto-hadronic model, based on interactions of electrons and protons co-accelerated in the jet with external photons originating from a slow-moving plasma sheath surrounding the faster jet spine. We can reproduce the multiwavelength spectra of TXS 0506+056 with neutrino rate and energy compatible with IceCube-170922A, and with plausible values for the jet power of . The steep spectrum observed by MAGIC is concordant with internal γγ absorption above ∼100 GeV entailed by photohadronic production of a ∼290 TeV neutrino, corroborating a genuine connection between the multi-messenger signals. In contrast to previous predictions of predominantly hadronic emission from neutrino sources, the gamma-rays can be mostly ascribed to inverse Compton upscattering of external photons by accelerated electrons. The X-ray and VHE bands provide crucial constraints on the emission from both accelerated electrons and protons. We infer that the maximum energy of protons in the jet comoving frame can be in the range ∼1014 – 1018 eV