[論文レビュー] Cosmology with Very-High-Energy Gamma Rays

E. Pueschel, J. Biteau|arXiv (Cornell University)|Dec 11, 2021

Astrophysics and Cosmic Phenomena被引用数 4

ひとこと要約

本稿は、銀河間磁場やローレンツ不変性の破れを含む、宇宙論的現象を解明するための非常に高エネルギー（VHE）ガンマ線天文学の役割をレビューしている。VHEガンマ線の吸収および伝播を分析することで、EBLの進化、磁場強度とコherー二ョニティ、およびプランクスケールを超える新物理に対する厳密な制限が得られ、将来のCTAがこれらの測定を顕著に進展させると期待されている。

ABSTRACT

In this chapter, we discuss the contributions of gamma-ray astronomy at TeV energies to our understanding of the visible content and structure of the universe. We start from the present epoch with the second most intense electromagnetic background field after the CMB: the extragalactic background light (EBL). The EBL is composed of all the light emitted by stars and galaxies since the beginning of reionization, including light absorbed and re-emitted by dust. As such, the EBL traces the history of radiating matter in the universe. We then further dive into the large voids of the universe to study the large-scale magnetic fields that should permeate them. These fields could originate from the onset of structure formation or early phase transitions, bringing us back to the infancy of the universe. We conclude by looking back to the elusive Planck time scale, where the standard models of cosmology and particle physics are no longer applicable. Observations with current-generation gamma-ray astronomy experiments have now started to scratch the surface of cosmology, as we will show in this chapter.

研究の動機と目的

• 宇宙時間にわたる、銀河間背景光（EBL）の理解に向けたVHEガンマ線観測の貢献を評価すること。
• VHEガンマ線の伝播および源スペクトルから導かれる銀河間磁場（IGMF）の強度に関する制限を評価すること。
• VHEガンマ線信号におけるエネルギー依存性を持つ時間遅れを用いたローレンツ不変性の破れ（LIV）の検出可能性を調査すること。
• EBLおよびIGMFの制限が、拡散超新星ニュートリノ背景や超高エネルギー宇宙線の伝播といった他の天体物理学的現象に与える影響を検討すること。
• チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）が、EBL、IGMF、および新物理に関する現在の制限を著しく改善する可能性を予測すること。

提案手法

• 深紫外・赤外（UV-FIR）観測（例：ハッブル、スパッツァー、ヘーシェル）からの入力に基づき、経験的・現象論的・準解析的手法を用いてEBLスペクトルをモデル化する。
• 対生成断面積とEBL強度に基づくガンマ線の光学的厚さ計算を用い、EBLの進化および源の赤方偏移を推定する。
• 対生成の積分断面積とEBLスペクトルを用いて、1 TeVガンマ線の光学的厚さτを赤方偏移および距離の関数として計算する。
• エネルギー依存性を持つ補正を含む分散関係の修正モデルを用い、ローレンツ不変性の破れ（LIV）を検証する。時間遅れおよびしきい値エネルギーの制限を用いる。
• CMB光子とのガンマ線相互作用で生成される電子・陽電子対の逆コンプトン散乱を評価し、二次的ガンマ線放射を推定する。
• CTAの感度予測を用いて、将来のEBLおよびIGMF測定における角分解能、エネルギー分解能、および輝度分解能の向上を予測する。

Figure 7.1: Spectrum of the EBL at $z=0$ , following the empirical model of Domínguez et al. ( 2011 ) , the phenomenological model of Finke et al. ( 2010 ) and the semi-analytical model of Gilmore et al. ( 2012 ) . The spectrum of the CMB, peaking around 1000 nW m -2 sr -1 , is shown as a dashed are

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 VHEガンマ線観測は、銀河間背景光（EBL）を介して、宇宙の星形成歴の制限にどのように寄与するか？
• RQ2 VHEガンマ線観測は、銀河間磁場の強度とコherー二ョニティ長にどのように制限を加えるか？
• RQ3 VHEガンマ線の時間遅れおよびしきい値効果を用いて、ローレンツ不変性の破れ（LIV）にどの程度の制限を加えられるか？
• RQ4 EBLおよびIGMFの制限は、拡散超新星ニュートリノ背景および超高エネルギー宇宙線の伝播の解釈にどのように影響を与えるか？
• RQ5 チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）は、現在のEBL、IGMF、およびプランクスケールを超える新物理に関する制限をどの程度改善するか？

主な発見

• z=0におけるEBLの全波長放射強度は、宇宙的光学背景（COB）および宇宙的赤外背景（CIB）の両方で約30 nW m⁻² sr⁻¹であり、CMBのエネルギー予算の6–7%に相当する。
• 1 TeVガンマ線の光学的厚さは、z ≈ 0.1でτ ≈ 0.1程度であり、このエネルギーでは宇宙のガンマ線ホライズンがz ~ 0.1付近に位置することと整合的である。
• EBLスペクトルは近赤外域でピークを示し、1 TeVガンマ線が最も効率的に相互作用するエネルギーは約1 eVであり、これはCOBピークに対応する。
• 対生成断面積の全合計はx ≈ 2.7で最大となり、ここでx = Eγ × εEBLである。これは1 TeVガンマ線が約1 eVのEBL光子と最も効率的に相互作用することを示している。
• 対生成断面積の最大値はx ≈ 2.7に位置し、10 TeVガンマ線が最も効率的に相互作用するEBL光子の波長は約0.46 μm（可視光）に相当する。
• 電子・陽電子対の逆コンプトン散乱は、20 TeVの一次的ガンマ線を仮定した場合、テーラー断面積の仮定のもとで、最大で約1.3 TeVの二次的ガンマ線を生成する。

Figure 7.2: Attenuation factor, in percent, as a function of gamma-ray energy on Earth for sources located at $z=0.03$ , $z=0.1$ , and $z=1.0$ , following the empirical model of Domínguez et al. ( 2011 ) , the phenomenological model of Finke et al. ( 2010 ) , and the semi-analytical model of Gilmore