[論文レビュー] Time Structure of Ultra-High Energy Cosmic Ray Sources and Consequences for Multi-messenger Signatures

G. Sigl|DESY (CERN, DESY, Fermilab, IHEP, and SLAC)|Mar 26, 2008

Astrophysics and Cosmic Phenomena参考文献 1被引用数 5

ひとこと要約

本稿は、超高エネルギー宇宙線（UHECR）源の時間的構造を調査し、連続的放射源はkm³スケールの望遠鏡で年間数イベント程度の検出可能な拡散ニュートリノフラックスを生成できる一方、一時的でローレンツビーム効果を受ける源では、少なくとも0.1Γ⁻⁴A⁻⁴年間のフレアが発生する必要があり、UHECRの高輝度にもかかわらずニュートリノ検出を回避する可能性がある。結果は、UHECRの輝度、ビーム効果、組成に基づく源モデルを制約し、検出可能性をマルチメッセンジャーの痕跡と結びつける。

ABSTRACT

The latest results on the sky distribution of ultra-high energy cosmic ray sources have consequences for their nature and time structure. If the sources accelerate predominantly nuclei of atomic number A and charge Z and emit continuously, their luminosity in cosmic rays above ~6x10^{19} eV can be no more than a fraction of ~5x10^{-4} Z^{-2} of their total power output. Such sources could produce a diffuse neutrino flux that gives rise to several events per year in neutrino telescopes of km^3 size. Continuously emitting sources should be easily visible in photons below ~100 GeV, but not in TeV gamma-rays which are likely absorbed within the source. For episodic sources that are beamed by a Lorentz factor Gamma, the bursts or flares have to last at least ~0.1 Gamma^{-4} A^{-4} yr. A considerable fraction of the flare luminosity could go into highest energy cosmic rays, in which case the rate of flares per source has to be less than ~5x10^{-3} Gamma^4 A^4 Z^2 yr^{-1}. Episodic sources should have detectable variability both at GLAST and TeV energies, but neutrino fluxes may be hard to detect.

研究の動機と目的

• 最近のピエール・オーギュール観測所のデータに基づき、超高エネルギー宇宙線（UHECR）源の時間的構造（連続的 vs. 一時的）を制約すること。
• 源の輝度と組成（原子番号Aおよび電荷Zを有する核種）が、特にニュートリノと光子のマルチメッセンジャー放射に与える影響を特定すること。
• ニュートリノ望遠鏡、GLASTに類似したガンマ線観測所、およびTeVガンマ線吸収を用いたUHECR源の検出可能性を評価すること。
• 異なる発光シナリオ下での宇宙論的拡散ニュートリノフラックスの可能性を評価すること。

提案手法

• UHECR加速に必要な最小出力として、ポインティング輝度限界（L_min ∼ 10⁴⁵ Z⁻² (E_max/10²⁰ eV)² erg s⁻¹）を用いる。
• 加速領域のサイズと磁場強度を制約するため、ヒルラス基準（B R ≳ 3×10¹⁷ Γ⁻¹ (E_max/Z×10²⁰ eV)）を適用する。
• 光子吸収および核種の崩壊を評価するため、フォトピオンおよびフォトディスインテグレーションの光学的厚さ（τ_pγ ∼ 0.15 (L_γ/10⁴⁵) (R/pc)⁻¹ (ε/eV)⁻¹）を推定する。
• 因果律およびローレンツビーム効果の制約を用いて、一時的源の最小フレア持続時間t_min ∼ 0.1 Γ⁻⁴ A⁻⁴ yrを導出する。
• 注入スペクトルと赤方偏移の進化を用いて、UHECR源からの拡散ニュートリノフラックスを計算し、km³スケールの検出器におけるイベントレートを推定する。
• 源内での吸収を考慮した上で、GLAST（最大約100 GeV）およびTeV帯での光子放射の検出可能性を評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 全出力と電荷Zが与えられた場合、連続的放射源のUHECR輝度は最大でどれほどになるか？
• RQ2 ローレンツビーム効果（Γ）は、一時的源におけるUHECRフレアの最小持続時間にどのように影響するか？
• RQ3 UHECR源からの期待される拡散ニュートリノフラックスは何か？また、km³スケールのニュートリノ望遠鏡で検出可能なイベントレートに達するか？
• RQ4 なぜTeVガンマ線はUHECR源内で吸収されると考えられるのか？また、これによりマルチメッセンジャー検出の可能性はどのように変化するか？
• RQ5 どのような条件下で、一時的源はフレア率と持続時間の観測的制約に反しないまま、高輝度のUHECRを生成できるか？

主な発見

• 連続的放射源のUHECR輝度は、全出力の最大で∼5×10⁻⁴ Z⁻²に制限される。
• このような源は、km³スケールのニュートリノ望遠鏡で年間数イベントに相当する宇宙論的拡散ニュートリノフラックスを生成できる。
• 一時的源では、因果律およびビーム効果の制約を満たすために、フレア持続時間は少なくとも∼0.1 Γ⁻⁴ A⁻⁴年間である必要がある。
• フレアの大部分の輝度がUHECRに割り当てられる場合、1源あたりのフレア率は≤5×10⁻³ Γ⁴ A⁴ Z² yr⁻¹でなければならない。
• 一時的源からのニュートリノフラックスは検出に困難なほど弱くなる可能性があるが、有利な条件下では拡散フラックスは依然として検出可能である。
• TeVガンマ線は源内で吸収されると考えられるが、低エネルギー光子（最大約100 GeV）はGLASTで検出可能であり、重要な観測的テストとなる。