[論文レビュー] Particle Production in the Interstellar Medium

G. Ingelman, M. Thunman|ArXiv.org|Apr 11, 1996

Astrophysics and Star Formation Studies被引用数 15

ひとこと要約

この論文は、最新の素粒子物理学モデルに基づく詳細なモンテカルロシミュレーションを用いて、のちの銀河系内銀河空間での宇宙線と星間物質の衝突によって生成される高エネルギーニュートリノおよび光子のフラックスを計算している。主な結果として、ほとんどのエネルギー領域では大気的背景に比べて星間ニュートリノフラックスが顕著に低いが、超高エネルギー領域（>10^4 GeV）ではプロンプト大気ニュートリノと同等の大きさとなり、銀河中心を向いた3×10^4 m²の検出器では年間約0.5件の検出率を示す。一方、活動銀河核からのフラックスに比べて無視できるほど小さい。

ABSTRACT

The flux of neutrinos and photons originating from cosmic ray interactions with the interstellar medium in the galaxy is calculated based on current models for high energy particle interactions. The contribution from a possible dark matter halo of the galaxy is considered. The photon flux gets a non-trivial attenuation due to interactions with the cosmic background radiation. The neutrino fluxes are compared with those originating from the Earth's atmosphere as well as from active galactic nuclei.

研究の動機と目的

• 銀河系内の星間物質と宇宙線の衝突によって生成される高エネルギーニュートリノおよび光子のフラックスをモデル化すること。
• これらのフラックスが大気ニュートリノ背景およびアクティブ銀河核のような銀河外源と比較してどの程度検出可能であるかを評価すること。
• 観測フラックスに寄与する可能性のあるバリオン的ダークマター銀河ハローの寄与を評価すること。
• 高エネルギー光子が宇宙マイクロ波背景放射と相互作用することによる減衰を定量化すること。
• 将来のニュートリノおよびガンマ線望遠鏡が宇宙物理的シグナルを探索するうえで、現実的なバックグラウンド推定を提供すること。

提案手法

• フラックスは、銀河全体にわたる視線積分を用い、一次宇宙線フラックス、星間物質密度、および粒子生成の微分断面積を組み込む。
• Lundモデルを用いたモンテカルロシミュレーションにより、高エネルギー粒子衝突の完全な最終状態（メソンの崩壊によるニュートリノおよび光子生成を含む）を生成する。
• 光子フラックスのペア生成による宇宙マイクロ波背景への減衰は、エネルギーおよび経路に依存する減衰係数A(E,r)を用いてモデル化する。
• 粒子が地球方向を向く確率P(r)を組み込み、衝突長に対して崩壊長が長いことから、単位密度積分からのフラックススケーリングが行われる。
• モデルは、観測された等方性および大気ミューオンデータとの整合性に基づき、銀河全体で等方的かつ一様な宇宙線フラックスを仮定する。
• 解析的近似との比較により結果の妥当性を検証し、最高エネルギー領域を除き信頼性が高いことが示された。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 銀河系内の星間物質と宇宙線の衝突によって予想される高エネルギーニュートリノおよび光子のフラックスはどの程度か？
• RQ2 宇宙マイクロ波背景との相互作用による高エネルギー光子の減衰は、観測可能なガンマ線フラックスにどのように影響するか？
• RQ3 星間ニュートリノフラックスは、特にプロンプトチアールドリーの崩壊に起因する大気ニュートリノフラックスと比較してどの程度か？
• RQ4 仮説的なバリオン的ダークマター銀河ハローが観測フラックスに与える寄与はどの程度か？
• RQ5 星間フラックスは、アクティブ銀河核からの予測される拡散フラックスと比較してどの程度か？

主な発見

• 10^4 GeV未満のエネルギー領域では、星間物質内での宇宙線衝突に起因するミューオンニュートリノフラックスは大気的フラックスに比べ顕著に低いが、高いエネルギー領域ではプロンプト大気ニュートリノフラックスと同等の大きさに達する。
• 10^4 GeVを超えるエネルギー領域では、銀河中心を向いた3×10^4 m²の検出器で年間約0.5件の検出率に達する検出可能なレベルに達する。
• 星間ニュートリノフラックスは、予測されるアクティブ銀河核からの拡散フラックスに比べて無視できるほど小さく、AGN探索における主要なバックグラウンドとはならない。
• 完全なイベントシミュレーションにおけるπ⁰の多重度の増加により、宇宙線衝突に起因する光子生成は、従来の推定値のおよそ2倍に上昇する。
• 光子フラックスは、宇宙マイクロ波背景との相互作用により強く減衰し、特に高エネルギー領域で観測可能なフラックスが顕著に減少する。
• 電子ニュートリノフラックスはミューオンニュートリノフラックスのおよそ2倍低い水準にあり、高エネルギー検出技術の非効率さのため、実験的検出は依然として困難である。