[論文レビュー] IceCube's Neutrinos: The beginning of extra-Galactic neutrino astrophysics?

Eli Waxman|arXiv (Cornell University)|Dec 2, 2013

Astrophysics and Cosmic Phenomena被引用数 14

ひとこと要約

本論文は、アイスカウルが50 TeVから2 PeVのエネルギー範囲で高エネルギー中性子ビームを検出したことにより、銀河間中性子星物理学の幕開けが来たと提案している。この中性子ビームの流量は、ワクスマン＝バハールの上限と非常によく一致しており、両者ともに同じ宇宙的に分散された源から発生している可能性を示唆している。この一致は、超高エネルギー宇宙線（UHECRs）と中性子ビームが、星形成銀河などの環境に存在するプロトン加速器によって共通して生成されている可能性を示している。この関係性により、UHECRの源を特定し、中性子ビームの性質を画期的な精度で探査することが可能になる。

ABSTRACT

The flux, spectrum and angular distribution of the excess neutrino signal detected by IceCube between 50TeV and 2PeV are inconsistent with those expected for Galactic sources. The coincidence of the excess, $E_ν^2Φ_ν=3.6\pm1.2 imes10^{-8}(GeV/ cm^2 sr s)$, with the Waxman-Bahcall (WB) bound, $E_ν^2Φ_{WB}=3.4 imes10^{-8}(GeV/cm^2 sr s)$, is probably a clue to the origin of IceCube's neutrinos. The most natural explanation of this coincidence is that both the neutrino excess and the ultra-high energy, $>10^{19}$ eV, cosmic-ray (UHECR) flux are produced by the same population of cosmologically distributed sources, producing CRs, likely protons, at a similar rate, $E^2 dQ/dE=0.5 imes10^{44}(erg/Mpc^3yr)$ (at z=0), across a wide range of energies, from $10^{15}$ eV to $>10^{20}$ eV, and residing in environments (such as starburst galaxies) in which CRs of rigidity $E/Z< 10^{17}$ eV lose much of their energy to pion production. Identification of the neutrino sources will allow one to identify the UHECR accelerators, to resolve open questions related to the accelerator models, and to study neutrino properties (related e.g. to flavor oscillations and coupling to gravity) with an accuracy many orders of magnitude better than is currently possible. The most promising method for identifying the sources is by association of a neutrino with an electromagnetic signal accompanying a transient event responsible for its generation. The neutrino flux that is produced within the sources, and that may thus be directly associated with transient events, may be significantly lower than the total observed neutrino flux, which may be dominated by neutrino production at the environment in which the sources reside.

研究の動機と目的

• 観測されたアイスカウルのニュートリノ流量が、スペクトルおよび方位分布に基づいて銀河外起源であることを確立すること。
• 観測されたニュートリノ流量とワクスマン＝バハールの上限との一致を、超高エネルギー宇宙線（UHECRs）と共通の起源を示す証拠として説明すること。
• UHECRと高エネルギーニュートリノの両方を生成している天体的源を特定すること、特に一時的イベントとの関連を用いて。
• ニュートリノのフレーバー振動、ローレンツ不変性の破れ、弱い等価原理の破れといった、基本的ニュートリノ性質に対する精密な検証を可能にすること。
• 銀河間GZKニュートリノの拡散検出可能性を、UHECRの銀河外プロトン起源の検証手段として探求すること。

提案手法

• プロトン-プロトンおよびプロトン-光子反応による銀河外ニュートリノ流量の上限としてのワクスマン＝バハールの上限、$ E_{\nu}^{2}\tilde{\nu} \to 3.4 \times 10^{-8} \, \text{GeV} \cdot \text{cm}^{-2} \cdot \text{sr}^{-1} \cdot \text{s}^{-1} $ を用いる。
• アイスカウルが観測したニュートリノ流量（$ 3.6 \pm 1.2 \times 10^{-8} \, \text{GeV} \cdot \text{cm}^{-2} \cdot \text{sr}^{-1} \cdot \text{s}^{-1} $）とワクスマン＝バハールの上限を比較し、UHECRと共通の起源を示唆する。
• UHECRが主にプロトンであると仮定し、$ z=0 $ における源のエネルギー生成率を $ 0.5 \times 10^{44} \, \text{erg} \cdot \text{Mpc}^{-3} \cdot \text{yr}^{-1} $ とし、宇宙線データと整合させる。
• 天体的源およびその環境におけるニュートリノ生成をモデル化し、直接源で生成されたニュートリノと周囲の相互作用で生成されたニュートリノを区別する。
• ガンマ線バーストなどの電磁的トランジェントとニュートリノの時間的関連を用いて源を特定し、ニュートリノ伝搬特性を検証する。
• 光子とニュートリノの到着時刻差を測定し、$ \sim 1 \, \text{s} $ の精度でローレンツ不変性の破れや重力的時間遅延を検証する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 観測されたアイスカウルのニュートリノ流量は、銀河内源ではなく、宇宙論的・銀河外起源であると整合するか？
• RQ2 なぜ観測されたニュートリノ流量が理論的ワクスマン＝バハールの上限に非常に近い値を示すのか？ これは高エネルギーニュートリノの起源に何を示唆するか？
• RQ3 UHECRを加速している同じ天体的源が、観測された高エネルギーニュートリノ流量を生成できるか？
• RQ4 星形成銀河などの環境内での相互作用（例：パイオン生成によるエネルギー損失）が、直接源からの生成と比較して、観測された全ニュートリノ流量に果たす寄与は何か？
• RQ5 高エネルギーニュートリノと電磁的トランジェントの関連付けが、ローレンツ不変性や弱い等価原理といった基本的物理の精密検証を可能にするか？

主な発見

• 50 TeVから2 PeVのエネルギー範囲における観測されたニュートリノ流量、$ 3.6 \pm 1.2 \times 10^{-8} \, \text{GeV} \cdot \text{cm}^{-2} \cdot \text{sr}^{-1} \cdot \text{s}^{-1} $ は、銀河内起源とは整合せず、ワクスマン＝バハールの上限（$ 3.4 \times 10^{-8} \, \text{GeV} \cdot \text{cm}^{-2} \cdot \text{sr}^{-1} \cdot \text{s}^{-1} $）と一致する。
• この一致は、UHECRの流量とニュートリノ流量が、同じ宇宙的に分散された源から発生していることを示唆しており、$ z=0 $ におけるプロトン生成率は $ 0.5 \times 10^{44} \, \text{erg} \cdot \text{Mpc}^{-3} \cdot \text{yr}^{-1} $ である。
• 源環境（例：星形成銀河）でのニュートリノ生成が、全流量を支配する可能性があり、直接源での生成は $ 0.1 \times \Phi_{\text{WB}} $ にまで低下する可能性がある。特にガンマ線バーストのような源では顕著である。
• ガンマ線バースト発生後数か月以内に高エネルギーニュートリノが検出されれば、関連があるとみなされ、$ \sim 1 \, \text{s} $ の精度で時間遅延測定が可能になる。
• このような測定により、ローレンツ不変性の破れに対する感度が $ \sim 10^{-17} $ の速度差分率で、弱い等価原理の破れに対する感度が $ \sim 10^{-6} $ の重力的遅延分率で検証可能になる。
• フレーバー比の測定（例：振動後の $ \nu_e : \nu_\mu : \nu_\tau = 1:1:1 $）により、ニュートリノ混合パラメータや質量階層を特定でき、標準模型を超える新しい物理を探査できる。