[論文レビュー] Signatures of AGN model for UHECR

V. Berezinsky, A. Z. Gazizov+1 more|arXiv (Cornell University)|Oct 3, 2002

Dark Matter and Cosmic Phenomena参考文献 2被引用数 12

ひとこと要約

本論文は、観測されたエネルギースペクトル、GZKディップ、およびAGNとの相関に基づき、10^19 eVを超える超高エネルギー宇宙線（UHECR）が、主にBL Lacsである活動銀河核（AGN）に起因すると提案する。モデルは、CMBにおけるエネルギー損失を伴う陽子の伝播を用いてデータを説明し、AGASAが10^20 eVを超えて観測する過剰な事象は、超重い暗黒物質の崩壊に起因する第二の成分によって説明できる。

ABSTRACT

We demonstrate that the energy spectra of Ultra High Energy Cosmic rays (UHECR) as observed by AGASA, Fly's Eye, HiRes and Yakutsk detectors, have the imprints of UHE proton interaction with the CMB radiation in the form of the dip at $E\sim 1 imes 10^{19}$~ eV, of the beginning of the GZK cutoff, and of very good agreement with calculated spectrum shape. We argue that these data, combined with small-angle clustering and correlation with AGN (BL Lacs), point to the AGN model of UHECR origin at energies $E \lsim 1 imes 10^{20}$ eV. The excess of the events at $E \gsim 1 imes 10^{20}$ eV, which is observed by AGASA (but absent in HiRes data) can be explained by another component of UHECR, e.g. by UHECR from superheavy dark matter.

研究の動機と目的

• 宇宙マイクロ波背景（CMB）との陽子反応によるエネルギー損失を考慮し、観測されたUHECRエネルギースペクトル（GZKディップおよびカットオフを含む）を説明すること。
• 観測された小角度クラスタリングおよびBL Lacsとの相関が、AGNがUHECRの主要な源であることを支持するかを検討すること。
• AGASAが観測する1×10^20 eVを超えるエネルギー領域での事象の過剰を説明し、超重い暗黒物質の崩壊に起因する代替成分を提案すること。
• 弱い銀河間磁場下での直線的陽子伝播の可能性を評価し、AGN相関が確認されない場合に磁場レンズ効果が果たす役割を検討すること。

提案手法

• Ω_total = 1、Ω_Λ = 0.7、H₀ = 70 km/s/Mpc の宇宙論的モデルを用い、式(1)による赤方偏移依存の時間発展を計算する。
• 参考文献[5]の形式を用いてUHECRスペクトルを計算し、参考文献[14,15]のエネルギー損失率b₀(E)を用いて、p + γ_CMB相互作用に起因する連続的エネルギー損失を組み込む。
• E_c = 1×10^18 eV、γ_g = 2.7（非時間変化）またはγ_g = 2.5（m=3で時間変化）の破損指数のべき乗則生成スペクトルを用い、E_max = 1×10^21 eVとする。
• 式(4)による赤方偏移依存エネルギー拡張と式(5)の指数的エネルギー損失積分を用い、宇宙論的進化を考慮する。
• 非時間変化および時間変化モデルの両方で、必要なCR発光度L₀ ≈ (2.5–3.5)×10^46 erg/s/Mpc³が得られる。
• 散乱長および減衰長を用いて磁場制約を評価し、弱い磁場の上限として約6×10^{-10} Gを導出し、AGN相関が確認されない場合の代替説明として磁場レンズ効果を検討する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 観測されたUHECRスペクトルに、CMBとの陽子反応に起因する明確な特徴（GZKディップおよびカットオフ）が見られるか？
• RQ2 小角度クラスタリングおよびBL Lacsとの相関は、直線的陽子伝播を仮定したAGNがUHECR源であると説明可能か？
• RQ3 なぜAGASAは1×10^20 eVを超えるエネルギー領域で事象の過剰を観測するが、HiResでは観測されないのか？この差を説明する代替源は何か？
• RQ4 AGNから地球への直線的伝播を可能にするために、銀河間磁場に課される制約は何か？
• RQ5 観測スペクトルは、AGN由来の陽子と、超重い暗黒物質の崩壊に起因する第二の成分を含む二成分モデルと整合性があるか？

主な発見

• AGASA、Fly’s Eye、HiRes、Yakutskの観測UHECRスペクトルは、約1×10^19 eVに明確なディップとGZKカットオフの始まりを示しており、CMBとの陽子反応と整合的である。
• 非時間変化（γ_g = 2.7）および時間変化（γ_g = 2.5）の両モデルにおいて、破損指数のべき乗則注入スペクトルを用いた計算スペクトルは、すべての検出器の観測データ形状と一致する。
• AGASAが観測する1×10^20 eVを超えるエネルギー領域での過剰事象は、スペクトル指数γ_g ≈ 1.9–2.0のソフトスペクトルを持つ第二の成分によってよく説明できる。これは、超重い暗黒物質の崩壊による予測と整合的である。
• AGNモデルに必要なCR発光度はL₀ ≈ (2.5–3.5)×10^46 erg/s/Mpc³であり、観測されたAGNの明るさと整合的である。
• 直線的伝播を可能にするには、銀河間磁場が非常に弱く（≤6×10^{-10} G）である必要があり、現在のFaraday回転限界ではそのような磁場は除外されない。
• AGN相関が確認されない場合、銀河団などの局所的磁場バブルによる磁場レンズ効果が小角度クラスタリングを説明できる可能性があり、散乱長l_sc ~ 10^3 Mpcとなる。