[論文レビュー] Neutrinos from Auger Sources

F. Halzen, A. O’Murchadha|ArXiv.org|Feb 6, 2008

Astrophysics and Cosmic Phenomena被引用数 13

ひとこと要約

本論文は、ピエール・オーガー観測所によって超高エネルギー宇宙線源と特定された近隣のファンアロフ＝ライリーI型銀河（セヌアスAやM87など）が、特大質量ブラックホール周辺の密度の高い核的環境における陽子-陽子衝突によって高エネルギーニュートリノを生成すると提案する。このモデルは、Waxman-Bahcallの上限の10%程度の拡散的ニュートリノフラックスを予測し、アイスカウブや将来のキロメータスケールニュートリノ望遠鏡が検出可能な範囲にあり、楽観的なスペクトル仮定のもとで、1年間に1フレーバーあたり約5件の検出可能なイベント率を示す。

ABSTRACT

The Pierre Auger observatory has presented evidence that the arrival directions of cosmic rays with energies in excess of 6x10^7 TeV may be correlated with nearby active galactic nuclei (AGN). In this context we revisit a suggestion based on gamma ray observations that nearby Fanaroff-Riley I galaxies such as Cen A and M87 are the sources of the local cosmic rays. We compute the accompanying neutrino flux and find a flux within reach of second-generation kilometer-scale neutrino telescopes.

研究の動機と目的

• ピエール・オーガー観測所によって超高エネルギー宇宙線源と示唆されている近隣のFRI銀河（Cen A や M87 など）が、検出可能な拡散的ニュートリノフラックスを生成できるかどうかを評価すること。
• 観測されたガンマ線フラックスと宇宙線の非一様性に基づいて、バリオン的相互作用（pp衝突）とパイオンの崩壊を用いて、これらの源からのニュートリノフラックスをモデル化すること。
• アイスカウブや将来の地中海型検出器を含む第二世代キロメータスケールニュートリノ望遠鏡が、予測されたフラックスに対してどれほど感度を持つのかを評価すること。
• ニュートリノおよびガンマ線生成において、バリオン的（pp）とフォトバリオン的（pγ）相互作用モデルを比較し、観測されたTeVガンマ線フラックスと整合するかを評価すること。
• 異なるスペクトル仮定および源パラメータのもとで、1 km²あたり1年間あたりのニュートリノイベント数（1フレーバーあたり）を算出すること。

提案手法

• FRI銀河内の特大質量ブラックホール付近で密度が n ~ 10⁶ cm⁻³ の高密度核的環境において、陽子-陽子衝突によるパイオン生成を仮定し、相互作用確率 P ~ 10% とする。
• ニュートリノスペクトルの計算に、dNν/dE(E) = (2/3) × (1/xν) × Rp × dNp/dE(E/xν) の関係式を用い、パイオン生成数が等しく、ニュートリノフレーバーが振動によって等しくなると仮定する。
• ガンマ線フラックスと陽子スペクトルの関係を、dNγ/dE(E) = (2/3) × (1/xγ) × Rp × dNp/dE(E/xγ) で記述し、パイオンの非弾性率から xγ ≈ 0.2 とする。
• Waxman-Bahcallの上限フレームワークを用いて、全FRI源からの拡散的ニュートリノフラックスを推定し、宇宙の進化要因を考慮してスケーリングする。
• Isospin保存則に基づく分岐比（π⁰:π⁺ = 2:1）を用いてフォトバリオン的（pγ）過程を評価し、pp衝突と比較してπ⁰生成が4倍増加することを示す。
• 観測されたオーガー宇宙線およびナラブリ/ヘッスガンマ線フラックスに一致するよう、スペクトル指数と遮断エネルギーを調整し、連続的で滑らかなスペクトルを求める。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 6×10⁷ TeV 以上のエネルギーで観測された宇宙線非一様性と、Cen A や M87 からのTeVガンマ線放射を、FRI銀河内のバリオン的相互作用で一貫して説明できるか？
• RQ2 FRI銀河からの予測される拡散的ニュートリノフラックスはどの程度で、現在および次世代のニュートリノ望遠鏡で検出可能か？
• RQ3 フォトバリオン的（pγ）過程とバリオン的（pp）過程のニュートリノおよびガンマ線生成への寄与はどのように比較できるか？また、観測されたTeVフラックスを再現できるか？
• RQ4 観測と整合する連続的で滑らかなニュートリノおよびガンマ線スペクトルを生成するには、どのようなスペクトル指数と遮断エネルギーが必要か？
• RQ5 異なるスペクトル仮定のもとで、1 km²あたり1年間あたりのニュートリノイベント数（1フレーバーあたり）はどの程度か？また、5σ検出はどのくらいの期間で達成可能か？

主な発見

• FRI銀河からの予測される拡散的ニュートリノフラックスは、Waxman-Bahcallの上限のおよそ10%であり、z ~ 1 を超える宇宙の進化を考慮すると最大3倍に増加する可能性がある。
• 楽観的な仮定（遮断エネルギー4×10³ TeV以上でスペクトル指数-2.7）のもとで、ニュートリノイベント率は1 km²あたり1年間あたり1フレーバーあたり約5件に達し、アイスカウブおよび将来の地中海ニュートリノ望遠鏡が検出可能な範囲にある。
• スペクトル指数-3.0、遮断エネルギー5×10⁵ TeVのより硬いスペクトルでは、イベント率は1 km²あたり1年間あたり1フレーバーあたり約0.03件に低下し、スペクトル形状に極めて敏感であることが示された。
• フォトバリオン的モデルは、xγ × E_break より低いエネルギーでガンマ線を生成しないと予測するが、これはCen A や M87 の観測されたTeVガンマ線フラックスと矛盾するため、支持されない。
• アイスカウブでの運用を約5年間継続すれば、予測されたフラックスレベルにあると仮定した場合、FRI源からのニュートリノの5σ検出が達成可能であると示された。
• Cen A からの宇宙線イベント数は、最終的なニュートリノスペクトルにほとんど影響を及ぼさず、結果は主にスペクトル指数と遮断エネルギーに最も敏感であることが分かった。