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～ 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～ §　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 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=50.5Mpc Z=0.14 = 573.8Mpc Z=0.28 = 1111.6Mpc Z=1.00 = 3317.2Mpc Z=2.00 = 5244.5Mpc SDSS,　銀河マップ (SDSS Home Page)。

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。 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。 又、統計が足りないのかもしれない。

Deflection and Time Delay Due to B-Fields apparent source direction Deflection and Time Delay Due to B-Fields charged particle Gamma Neutrino Figure from Hoffman (Modified) 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。 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 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。 鉄だと更にもう一桁高いエネルギーが必要か。

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 3000Mpc Θ Ｄ 粒子の曲り角だけでなく 検出器の角度分解能も需要。 D　=　R×θ θ Ｒ 　　R 10Mpc 50Mpc 100Mpc 3000Mpc Θ　　　　　 1度　　175kpc　 875kpc 1.75Mpc 52.5Mpc 1分 2.9kpc 14.5kpc 29kpc 870kpc 1秒 48.5pc 242.5pc 485pc 14.6kpc 1ミリ秒 0.0485pc 0.24pc 0.5pc 14.6pc 高エネルギー ニュートリノ。 カットオフ以上のエネルギーなら、ソースを同定出来る。 地球 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。 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。

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）。 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。 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。 Gray: Isotropic, Dots: Simulations Yoshiguchi, S.N. Sato ApJ 　04

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～ §　非荷電粒子法による探索 ～ニュートリノ・ガンマ線～

Deflection and Time Delay Due to B-Fields apparent source direction Deflection and Time Delay Due to B-Fields charged particle Gamma Neutrino Figure from Hoffman (Modified) GRB

最高エネルギー宇宙線到来時間の遅れは深刻。 荷電粒子の 時間の遅れ。 比較：　ガンマ線バーストの継続時間は10秒程度。

真実がフレア現象であればどうなるか Yoshiguchi, S.N., Tsubaki, Sato 03 5000 Events 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。

ガンマ線バーストニュートリノ 高エネルギーニュートリノ 高エネルギーガンマ線 Figure from P. Meszaros 　　　　　 　　　 　　 大質量星 　　　　　 　　　 　　 ガンマ線バースト 残光 高エネルギーニュートリノ 　超高速ジェット　　 高エネルギーガンマ線 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。 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 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）。 Mpc TeV PeV

§　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。