最 高エネルギー宇宙線ソース 同定の ロードマップ ~理論的な展望~
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最高エネルギー宇宙線ソース同定のロードマップ
~理論的な展望~
京都大学 基礎物理学研究所 長瀧 重博
2012 年 10 月 28 日 東大宇宙線研、柏
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目次 • 荷電粒子法による探索
• 非荷電粒子法による探索
• まとめ
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§ 荷電粒子法による探索~最高エネルギー宇宙線~
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陽子のエネルギーロス距離
Kotera and Olinto 11
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原子核エネルギーロス距離Yamamoto et al. 04
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高エネルギー粒子の伝搬可能距離Kotera and Olinto 11
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素直な理論通り、カットオフが見えた。TA Collaboration, 2012
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到来方向に対する素直な理論
SDSS, 銀河マップ (SDSS Home Page) 。
宇宙は大きいスケールでならせば一様・等方。小さいスケールでは非一様・非等方。
Z=0.012=50.5MpcZ=0.14 = 573.8MpcZ=0.28 = 1111.6MpcZ=1.00 = 3317.2MpcZ=2.00 = 5244.5Mpc
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Near from the Earth
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素直な理論に従えばカットオフ以上の エネルギーで Anisotropy が見える
銀河からの最高エネルギー宇宙線到来方向分布のシミュレーション例。 Yoshiguchi, S.N., Sato 04
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現状の課題• ソース密度が高いかもしれない。• 磁場が強いかもしれない。• 電荷が大きいのかもしれない。
• 解析しているエネルギーが低いかもしれない。
又、統計が足りないのかもしれない。
TA Collaboration 12
白丸: 57EeV 以上の イベント。グレー:近傍銀河から 期待される 到来方向分布。
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Deflection and Time DelayDue to B-Fields
apparent sourcedirection
charged particle
Figure from Hoffman(Modified)
GammaNeutrino
AGN
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カットオフエネルギー以上に行けばこれらの問題は解消される方向。
鉄だと更にもう一桁高いエネルギーが必要か。
これらが小さくなる。
曲り角を 1 度以内に抑えるのが重要(後述)。-> カットオフエネルギー以上のイベントを、数多く。
加速源天体の数も少なく絞られる方向。
荷電粒子の曲り角度 Q: 電荷
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補足1:カットオフ機構が働かないとどうなるか。
ガンマ線バーストの到来方向分布 ( z ~ 1 ~ 3000Mpc から主にやってくる)。超高エネルギーニュートリノ分布も同様になるだろう。
角度分解能が degree オーダーでは正体が判らなかったこともガンマ線バーストと同様。
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補足2:距離と角度分解能D = R×θ
R 10Mpc 50Mpc 100Mpc 3000MpcΘ 1 度 175kpc 875kpc 1.75Mpc 52.5Mpc1 分 2.9kpc 14.5kpc 29kpc 870kpc1 秒 48.5pc 242.5pc 485pc 14.6kpc1 ミリ秒 0.0485pc 0.24pc 0.5pc 14.6pc
地球
R
D
θ
c.f. 銀河間の平均距離~ Mpc. 銀河のサイズ~ 10kpc 星間の平均距離~ pc. Chandra 衛星 (X 線 ) の分解能~ 0.5 秒。 Subaru 望遠鏡 (Opt) の分解能~ 60 ミリ秒。 ALMA 望遠鏡 ( 電波 ) の分解能~ 10 ミリ秒。
カットオフ以上のエネルギーなら、ソースを同定出来る。高エネルギーニュートリノ。
例:( AGN ではない)普通の銀河がソースであると証明出来る可能性がある。
粒子の曲り角だけでなく検出器の角度分解能も需要。
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補足3:組成の同定について• TA-Auger で組成についての共同研究開始。• 次世代の問題でなく、現世代で解決
(不定性がひとつ除かれる)。• TALE ・ LHC も一役買える ( 低エネルギー側か
ら ) 。• 10^20 以上のスペクトル観測からも組成に
ついて言及出来る(戎崎氏講演)。
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補足4: 2点相関関数等、等方性からのずれはカットオフエネルギー以下でも見える。
Yoshiguchi, S.N. Sato ApJ 04
Gray: Isotropic, Dots: Simulations多くのイベント数による統計議論が可能。ただ起源天体同定というとどうか。
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最高エネルギー宇宙線の分野で果たして来た日本の主導的役割
• AKENO (1979-1995)
• AGASA (1990-2004)
• TA (2008- 現在 )
● TA2 or JEM-EUSO (20XX-) 今後も日本が主導し、最高エネルギー宇宙線の謎を解明する。
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§ 非荷電粒子法による探索~ニュートリノ・ガンマ線~
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Deflection and Time DelayDue to B-Fields
apparent sourcedirection
charged particle
Figure from Hoffman(Modified)
GammaNeutrino
GRB
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最高エネルギー宇宙線到来時間の遅れは深刻。
比較: ガンマ線バーストの継続時間は 10 秒程度。
荷電粒子の時間の遅れ。
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真実がフレア現象であればどうなるか
最高エネルギー宇宙線の到来方向分布は Anisotropic 。しかし、対応天体は見つからない。
5000 Events Yoshiguchi, S.N., Tsubaki, Sato 03
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Figure from P. Meszaros
超高速ジェット
大質量星
ガンマ線バースト 残光
ガンマ線バーストニュートリノ
GRB からの高エネルギーニュートリノはガンマ線バーストと同時刻、同方向からやってくる(完全なソース同定)。
たとえ角度決定精度が degree 程度であっても、時間同期が取れるので、 フレア現象であれば遠方の対応天体が分かる。
高エネルギーニュートリノ
高エネルギーガンマ線
比較:大気ニュートリノのイベントレート結論:バックグラウンドフリー (TeV でも OK!)
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ニュートリノのエネルギーは親の 5% 程度。
ニュートリノを捉えれば、親粒子のエネルギーが推定出来る。最高エネルギー宇宙線ソース同定の証拠として使える。注:この天体からの最高エネルギー宇宙線検出自体は極めて困難。
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AGNフレアでも類似の議論可能
2006 July 28 flare of PKS 2155-304 (z=0.116=475Mpc)Aharonian et al. 2007 , by H.E.S.S.
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ガンマ線バーストと相関しない高エネルギーニュートリノなら
遠方 AGN からの高エネルギーニュートリノが最有力IceCube が AGN : ○ 全ての AGN がそれ程ニュートリノを出す訳ではないことを証明した。を棄却した × 全ての AGN がニュートリノを出さないことを証明した。
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2 次粒子としてのガンマ線はどうか
TeV PeV
Mpc
超高エネルギーガンマ線なら、近傍(~ 10Mpc )であれば可能性あり。
遠方になると TeV までカスケードしてしまう(最高エネルギー宇宙線の証拠にならない)。
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§ まとめ
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最高エネルギー宇宙線ソース同定のロードマップ
• 第一の正攻法は荷電粒子法により、カットオフ エネルギー以上の到来方向を狙うべき。
• 素直な理論に従えばカットオフエネルギー以上のイベントで必ず Anisotropy が見え、 1 度程度の 角度分解能でもソース同定の可能性が出てくる。
• もう一つの有力なアプローチとして非荷電粒子法がある。特にフレア現象に対して強力
(Multi-Messenger Approach) 。• 超高エネルギーフォトンは近傍に活路がある。