Transcript 最高エネルギー宇宙線の伝搬

東京大学 宇宙理論研究室 D3
学振特別研究員 DC1
高見 一
共同研究者：
佐藤勝彦（東大、RESCEU、IPMU）
村瀬孔大、長滝重博（京大基研）
山本常夏（甲南大）、井上進（京大）
研究会『超高エネルギー宇宙線とハドロン構造2008』 @ KEK, 2008/04/26
1
 Globally power-law spectrum
 Knee
∝E-2.7
 SNRs for energetics
 Ankle(dip)
Knee
 GCR/EGCR transition ?
 Pair-creation dip ?
 Extragalactic Cosmic-rays
2nd Knee
Ankle
 Active Galactic Nuclei (AGNs)
 Gamma-ray Bursts (GRBs)
 Magneters, colliding galaxies
 Second Knee
 Hypernovae (Gal/EG) ?
 GCR/EGCR transition ?
 GZK steepening
 Composition
 Maximum acceleration energy
研究会『超高エネルギー宇宙線とハドロン構造2008』 @ KEK, 2008/04/26
2
宇宙線の起源
 起源は何か？
 高エネルギー天体現象
 未知粒子
 生成メカニズム
 粒子加速
 周辺環境との反応
宇宙線の伝搬
 核破砕
 一次的には生成されない核種
 X,g線、ニュートリノ
 伝搬軌跡
 到来方向と起源の位置
観測量
 エネルギー
 組成
 到来方向
研究会『超高エネルギー宇宙線とハドロン構造2008』 @ KEK, 2008/04/26
3
AGASA(1999)
Takeda et al. 1999
Auger(2007)
HiRes(2008)
Abraham et al. 2007
Abbasi et al. 2008
 Ground-based detector
 Hybrid detector (SD)
 Fluorescence (stereo)







 Exposure~9000km2 yr sr
 (Argentina)
 Ang.resolution~1o
 Ene.resolution~30%
 E>57EeV, 27events
 Positional correlation
with local AGNs
 No super-GZK events








Exposure~1300km2 yr sr
Akeno (Japan)
Ang.resolution~2o
Ene.resolution~30%
E>40EeV, 57events
Small-scale anisotropy
Super-GZK events
Exposure<850km2 yr sr
Utah (USA)
Ang.resolution~0.8o
Ene.resolution~30%
E>56EeV, 13events
No anisotropy
No correlation
No super-GZK events
研究会『超高エネルギー宇宙線とハドロン構造2008』 @ KEK, 2008/04/26
4
Xmax measurement
Muon Content
Heavy-component dominant ???
Engel et al. 2007
Unger et al. 2007
Glushkov et al. 2007
研究会『超高エネルギー宇宙線とハドロン構造2008』 @ KEK, 2008/04/26
5
最高エネルギー宇宙線はあまり遠くから地球に到来できない
CMB g
m+
p+
p
e+
e+
n
nm
ne
nm
E>6x1019eV
p
GZK horizon ~ 50Mpc
Cf.)
 1pc=3.08x1016m
 10kpc:銀河の大きさ
 1Mpc:平均銀河間距離
4Mpc
HT et al. 2008
Berezinsky 2007
研究会『超高エネルギー宇宙線とハドロン構造2008』 @ KEK, 2008/04/26
6
近傍の銀河分布は非一様
Virgo
Centaurus
Perseus
Pavo,A3627
IRAS PSCz catalog: Saunders et al. 2000
到来方向分布は銀河系近傍の物質分布と磁場分布を反映する
研究会『超高エネルギー宇宙線とハドロン構造2008』 @ KEK, 2008/04/26
7
(Sigl et al. 2004)
(Dolag et al. 2005)
(Das et al. 2007)





HD simulation (not MHD)
Not real structures
q~20o even at Ep=1020eV
<B>filament~10-7G
f(>10nG)~0.1





HD simulation (not MHD)
Not real structures
q<10o at Ep=1020eV
<B>filament~10-8G
f(>10nG)~0.01





SPH simulation with MF
Constrained simulation
q~1o at Ep=1020eV
<B>filament~10-10G
f(>10nG)~10-4
研究会『超高エネルギー宇宙線とハドロン構造2008』 @ KEK, 2008/04/26
8
0
2
4
4x1019eVの陽子を100Mpc伝搬させた
ときの曲がり
研究会『超高エネルギー宇宙線とハドロン構造2008』 @ KEK, 2008/04/26
9
研究会『超高エネルギー宇宙線とハドロン構造2008』 @ KEK, 2008/04/26
10
~3o
HT & Sato 2008
500イベント程度検出すれば銀河系近傍のソース分布が見えてくる
研究会『超高エネルギー宇宙線とハドロン構造2008』 @ KEK, 2008/04/26
11
イベント分布の二点相関関数を比較する
0.0mG
0.1mG
0.4mG
1.0mG
 最もよく観測を再現するのは
 B=0.0,0.1mG  10-5Mpc-3
 B=0.4,1.0mG  10-6Mpc-3
 一桁程度の不定性
 500events for E>1019.6eV
で不定性は除かれる
既存天体
HT & Sato 2007
研究会『超高エネルギー宇宙線とハドロン構造2008』 @ KEK, 2008/04/26
12
銀河系内の磁場も軌跡の曲がりに寄与し得る
Ep=1019.8eV
HT & Sato 2008
研究会『超高エネルギー宇宙線とハドロン構造2008』 @ KEK, 2008/04/26
13
陽子と反応断面積が変わる
Allard et al. 2006
 Spectral steepening の位置が変わる
 GZK半径が変わる
 曲がり角が変わる
研究会『超高エネルギー宇宙線とハドロン構造2008』 @ KEK, 2008/04/26
14
Ankle には二つの解釈がある
Second knee?
Proton-dip scenario
extragalactic proton (E-2.7)
Galactic
(heavy?)
Pair-creation dip
extragalactic (E-2.0)
ankle-transition scenario
研究会『超高エネルギー宇宙線とハドロン構造2008』 @ KEK, 2008/04/26
15
陽子100%, dip
陽子100%, ankle
Mixed, ankle
Allard et al. 2006
足りない分は銀河系内成分
Ankle の成り立ち
超高エネルギー宇宙線の起源
HT et al. 2008
研究会『超高エネルギー宇宙線とハドロン構造2008』 @ KEK, 2008/04/26
16
GZKメカニズム由来のニュートリノ
Mixed, ankle
陽子100%, ankle
陽子100%, dip
陽子100%, dip
Allard et al. 2006
HT et al. 2008
ニュートリノがGCR/EGCR遷移のプローブになるかもしれない
研究会『超高エネルギー宇宙線とハドロン構造2008』 @ KEK, 2008/04/26
17
 到来方向に関する問題点
 重元素がどれだけ含まれているか？（位置相関との整合性）
 E>1019eVの到来方向分布はきわめてよい精度で等方的
 PAOとHiResの位置相関の矛盾（？）
 突発的ソースだったらどう見えるか？
 組成
 重元素は加速しやすいが、加速領域から出てきにくいソースの物理
 重元素は伝搬中に壊れる
 位置相関の程度、スペクトルから組成比の情報がわからないか？
研究会『超高エネルギー宇宙線とハドロン構造2008』 @ KEK, 2008/04/26
18
 伝搬過程を考えることは宇宙線起源の物理を観測量に焼きなおすこと
 GZKメカニズムにより最高エネルギー宇宙線の到来方向は100Mpc以内
のソース分布、磁場分布を反映する
 宇宙線到来方向から統計的または直接的な手法によって、ソースに関
する情報を得ることができる
 ソース候補はいくつもあるので、宇宙線観測から制限することは
 願わくば、直接観測できるような宇宙であってほしい
 Charged particle astronomy
 最高エネルギー原子核を理解することは
 スペクトルの成り立ちからソースを理解する
 ソースでの物理を理解する
 二次粒子のスペクトルやソースとの位置相関から原子核の含有量がわ
かるかもしれない
研究会『超高エネルギー宇宙線とハドロン構造2008』 @ KEK, 2008/04/26
19