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

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　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　

§ 　荷電粒子法による探索～最高エネルギー宇宙線～

陽子のエネルギーロス距離

Kotera and Olinto 11

原子核エネルギーロス距離Yamamoto et al. 04

高エネルギー粒子の伝搬可能距離Kotera and Olinto 11

素直な理論通り、カットオフが見えた。TA Collaboration, 2012

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

Near from the Earth

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

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。

Deflection and Time DelayDue to B-Fields

apparent sourcedirection

charged particle

Figure from Hoffman(Modified)

GammaNeutrino

AGN

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

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。

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。

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）。

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。

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。

§ 　非荷電粒子法による探索～ニュートリノ・ガンマ線～

Deflection and Time DelayDue to B-Fields

apparent sourcedirection

charged particle

Figure from Hoffman(Modified)

GammaNeutrino

GRB

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。

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

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!)

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。

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.

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。

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）。

§ 　まとめ

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。