[論文レビュー] How, where and when do cosmic rays reach ultrahigh energies?

James Matthews, Andrew M. Taylor|arXiv (Cornell University)|Jan 1, 2023

Astrophysics and Cosmic Phenomena被引用数 3

ひとこと要約

本稿は、超高エネルギー宇宙線（UHECRs）がどのように、どこで、いつ10^18 eVを超えるエネルギーに達するかを調査し、衝撃加速を主なメカニズムとして提案し、ラジオ銀河や星形成銀河のような拡張的・散逸的源を好む。また、過去の噴出が遅延したUHECRバーストを生成するという画期的な「エコー」モデルを提唱し、磁場による偏光と組成依存の伝搬を介して観測された非一様性を説明する。アジャンプレームの組成診断能力の向上に伴い、検証可能な予測を提示する。

ABSTRACT

Understanding the origins of ultrahigh energy cosmic rays (UHECRs) - which reach energies in excess of $10^{20}~{ m eV}$ - stretches particle acceleration physics to its very limits. In this review, we discuss how such energies can be reached, using general arguments that can often be derived on the back of an envelope. We explore possible particle acceleration mechanisms, with special attention paid to shock acceleration. Informed by the arguments derived, we discuss where UHECRs might come from and which classes of powerful astrophysical objects could be UHECR sources; generally, we favour radio galaxies, GRB afterglows and other sources which are not too compact and dissipate prodigious amounts of energy on large scales, allowing them to generate large products $βB R$ without the CRs undergoing restrictive losses. Finally, we discuss when UHECRs are accelerated by highlighting the importance of source variability, and explore the intriguing possibility that the UHECR arrival directions are partly a result of "echoes" from magnetic structures in the local Universe.

研究の動機と目的

• エネルギー的および磁場的制約を分析することにより、10^18 eVを超える超高エネルギーにまで加速可能な天体的源を特定すること。
• 相対論的および高剛性条件下における衝撃加速とプラズマ物理学の役割が、極端な粒子エネルギーに到達する上で果たす役割を評価すること。
• 磁場環境下での過去の噴出から生じる遅延した宇宙線放出を含む、画期的な「エコー」モデルを用いて、観測されたUHECRの非一様性を説明すること。
• 到着方向のパターンが、銀河系および銀河間磁場を含む局所宇宙における磁場構造に影響を受けるという仮説を検証すること。
• 組成依存の伝搬と剛性依存損失を用いて、アジャンプレームおよびTAx4の今後のデータを解釈するためのフレームワークを提供すること。

提案手法

• UHECRのラーモア半径とエネルギー要件を導出するため、ざっと計算するスケーリングの議論を用い、𝑟𝑔 ≈ 10.8 kpc × (𝐸/10 EeV) × (𝐵/𝜇G)^−1 × 𝑍^−1 とする。
• ヒルラス基準および衝撃加速理論を適用して、天体的源における粒子エネルギー増幅の可能性を評価する。
• CR-Propaを用いて宇宙線伝搬をモデル化し、剛性依存損失と磁場による偏光を組み込む。
• 星形成銀河やラジオ銀河における過去の噴出が、大規模磁場によって偏光される遅延UHECRバーストを生成する「磁場エコー」メカニズムを提唱する。
• 種別依存の損失長と剛性に基づくクロックを用いて、エコー波と直接放出を区別する「組成クロック」を導入する。
• 銀河間および銀河系磁場がUHECRの軌道に与える影響を分析し、特に磁場構造の不確実性に注目する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 ラーモア半径と磁場の制約の極めて広い動的レンジを考慮すると、どのようにして宇宙線が10^18 eVを超える超高エネルギーに達するのであろうか？
• RQ2 AGN、GRB、星形成銀河などの天体的源が、エネルギー散逸と磁場構造を考慮した上で、UHECRを生成可能な物理的条件にあるか？
• RQ3 中規模のUHECR非一様性は、磁場構造によって調整された過去の噴出からの遅延した宇宙線放出によって説明可能であろうか？
• RQ4 光分解損失の組成依存伝搬効果が、直接波とエコー波でどのように異なり、エコー・モデルの検証に用いることができるか？
• RQ5 局所宇宙における磁場による偏光が、UHECRの到着方向をどれほど歪めたり形作ったりするのであろうか？

主な発見

• 1 𝜇Gの磁場中における10 EeVのプロトンのラーモア半径は約10.8 kpcであり、粒子の閉じ込めと加速の基本的スケールを定める。
• ラジオ銀河、GRBの後光、および拡張的星形成銀河が、エネルギーを大規模に散逸できるため、𝛽𝐵𝑅の積が大きく、深刻なエネルギー損失を伴わずに、好ましい源とされる。
• 「エコー」モデルは、TAのホットスポットやダイポール信号といった観測された非一様性を、M82のCGMのような磁場環境下での過去の噴出からの遅延UHECRバーストに起因すると説明する。
• 光分解損失長が短い核種はエコー波において低比率に予想され、高剛性粒子は過剰に存在する可能性があり、これは組成クロックの検証に使える特徴となる。
• 直接波とエコー波の間で、組成パターンに顕著な違いが予測され、アジャンプレームの組成診断能力の向上により、これを検証可能である。
• 局所宇宙における磁場構造、特にフィラメントやハロー磁場は、UHECRを顕著に偏光させ、実際の源の特定を誤らせるおそれがあり、源再構築を複雑にする。