[論文レビュー] High-energy atmospheric neutrinos

S. I. Sinegovsky, A. A. Kochanov+1 more|arXiv (Cornell University)|Oct 12, 2010

Astrophysics and Cosmic Phenomena参考文献 4被引用数 3

ひとこと要約

本論文は、ハドロン相互作用モデル QGSJET-II、SIBYLL 2.1、KM を用いて、高エネルギー大気ミューオンニュートリノフラックス（10–10⁷ GeV）の新しい1次元計算を提示する。非スケーリングの包含的断面積、増加する非弾性ハドロン-核断面積、および非累乗則的一次宇宙線スペクトルを組み込む。主な結果として、1 TeVを超えるエネルギー領域で、SIBYLL 2.1 と QGSJET-II の予測間に最大1.8倍のフラックス差異が生じており、主に中間子生成断面積の不確実性に起因する。

ABSTRACT

High-energy neutrinos, arising from decays of mesons that were produced through the cosmic rays collisions with air nuclei, form unavoidable background noise in the astrophysical neutrino detection problem. The atmospheric neutrino flux above 1 PeV should be supposedly dominated by the contribution of charmed particle decays. These (prompt) neutrinos originated from decays of massive and shortlived particles, $D^\pm$, $D^0$, $\bar{D}{}^0$, $D_s^\pm$, $Λ^+_c$, form the most uncertain fraction of the high-energy atmospheric neutrino flux because of poor explored processes of the charm production. Besides, an ambiguity in high-energy behavior of pion and especially kaon production cross sections for nucleon-nucleus collisions may affect essentially the calculated neutrino flux. There is the energy region where above flux uncertainties superimpose. A new calculation presented here reveals sizable differences, up to the factor of 1.8 above 1 TeV, in muon neutrino flux predictions obtained with usage of known hadronic models, SIBYLL 2.1 and QGSJET-II. The atmospheric neutrino flux in the energy range $10-10^7$ GeV was computed within the 1D approach to solve nuclear cascade equations in the atmosphere, which takes into account non-scaling behavior of the inclusive cross-sections for the particle production, the rise of total inelastic hadron-nucleus cross-sections and nonpower-law character of the primary cosmic ray spectrum. This approach was recently tested in the atmospheric muon flux calculations [1]. The results of the neutrino flux calculations are compared with the Frejus, AMANDA-II and IceCube measurement data.

研究の動機と目的

• より良い物理的モデル化を用いて、10–10⁷ GeV のエネルギー範囲における高エネルギー大気ミューオンニュートリノフラックスを計算すること。
• ハドロン相互作用モデル（QGSJET-II、SIBYLL 2.1、KM）がニュートリノフラックス予測に与える影響を評価すること。
• 一次宇宙線スペクトルモデルおよびハドロン相互作用パラメータの不確実性が、従来型およびプロンプトニュートリノフラックスに与える影響を評価すること。
• AMANDA-II および IceCube の実験データとモデル予測を比較し、プロンプトニュートリノ寄与を制約すること。
• 高エネルギー領域における中間子生成断面積がフラックス不確実性の主因であることを定量化すること。

提案手法

• 大気中の核カスケード方程式を1次元で解く手法（NS）を用い、非スケーリングの包含的断面積および増加する非弾性ハドロン-核断面積を考慮する。
• 100 PeVまで有効なZatsepin-Sokolskaya（ZS）一次宇宙線スペクトルモデルと、10⁶ GeV未満のエネルギーに対してはGHパラメータ化を組み込む。
• 特にパイオンおよび中間子生成の挙動を比較するために、スペクトル加重モーメント（z_pc）を用いる。
• π±、K±、μ± の崩壊からのニュートリノフラックスを計算し、3体半レプトン的崩壊（Kμ3）およびミューオン崩壊の寄与を含む。
• 一貫性を保つために、以前の大気ミューオンフラックス計算（kss08、kss09、sks10）で検証済みのNS手法を用いる。
• 天頂角依存のフラックス計算を実施し、AMANDA-II および IceCube のデータと比較する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 異なるハドロン相互作用モデル（QGSJET-II、SIBYLL 2.1、KM）が、高エネルギー大気ミューオンニュートリノフラックスの予測にどのように影響を与えるか？
• RQ2 1 TeVを超えるエネルギー領域における従来型ニュートリノフラックスの不確実性のうち、中間子生成断面積が占める相対的寄与はどの程度か？
• RQ3 一次宇宙線スペクトルおよび組成の不確実性が、大気ニュートリノフラックス予測に与える影響はどの程度か？
• RQ4 モデル予測は、100 TeVエネルギー領域におけるAMANDA-IIおよびIceCubeの実験データとどの程度一致するか？
• RQ5 どのプロンプトニュートリノフラックスモデル（VZ、RQPM、QGSM、GGV）が、AMANDA-IIの拡散ニュートリノフラックス上限と整合するか？

主な発見

• SIBYLL 2.1 と QGSJET-II が予測する従来型ミューオンニュートリノフラックスは、1 TeVを超えるエネルギー領域で最大1.8倍の差異を示し、主に中間子生成断面積の差に起因する。
• QGSJET-II + GH モデルは、高エネルギー領域で最小の従来型ニュートリノフラックスを予測し、90°の天頂角および100 TeVのエネルギーで E²φν = 1.11×10⁻⁸ cm⁻² sr⁻¹ GeV となる。
• 100 TeVで、RQPM モデル（4.61×10⁻⁸ cm⁻² sr⁻¹ GeV）および QGSM モデル（1.22×10⁻⁸ cm⁻² sr⁻¹ GeV）のプロンプトニュートリノフラックスは、AMANDA-II の上限（7.4×10⁻⁸ cm⁻² sr⁻¹ GeV）と整合する。
• VZ プロンプトニュートリノフラックス（8.12×10⁻⁸ cm⁻² sr⁻¹ GeV）は AMANDA-II の上限を超過しており、現在のデータと整合しないと示唆される。
• 10–10⁵ GeV のエネルギー範囲では、大気ミューオンニュートリノフラックスは一次スペクトルモデルに弱い依存性を示すが、高エネルギー領域ではハドロン相互作用モデルに強く依存する。
• 本研究は、ハドロンカスケードに起因するが、ニュートリノフラックスの不確実性において中間子生成がミューオンフラックスの不確実性よりもより重要な要因であることを確認した。