最高エネルギー宇宙線とバースト・フレア天体
村瀬孔大(京都大学基礎物理学研究所博士課程２年)
共同研究者：高見一, Peter Meszaros, Asaf Peer
青井順一、浅野勝晃、井岡邦仁、市来浄興、井上進、佐藤勝彦、高橋慶太郎、
當真賢二、長滝重博、中村卓史、Fabio Iocco, Pasquele Serpico, Bing Zhang

理論懇シンポジウム, 17/Dec/2008

Ultra-High-Energy Cosmic-Ray Spectrum
2nd Knee~1017.5 eVAnkle~ 1018.5 eV

情報•スペクトル(e.g.,Ankle)•組成は何か？
•到来方向

問い•ソースは何か?
そしてどうやって宇宙線が作られているか?

Astrophysical Cosmic-Ray Accelerators
magentars

Source candidates
The most extreme objects!
GRBAGNB

AGN jetclustersGRBs(井上さんのトラペより)

宇宙最強爆発EGRB~1051ergs

Magnetars
宇宙最強磁場B ~ 1015 Gr

Hillas condition E < e B r β“必要”条件 (最大エネルギー)

宇宙最大BH
MBH~106-9Msun

Clusters

宇宙最大重力束縛天体
rvir ~ a few Mpc

Augerの結果
Virgo•UHECRスペクトル中のGZK-like features (PAO, PRL, 08)•3σ程度の非等方性 (E>57EeV) (PAO, Science, 08)•大規模構造をトレース (ϕ < a few°) ← (東大グループ、高見さんの講演)
AGNとの相関 (PAO, Astropart. Phys., 08 etc.),銀河との相関 (Kashti & Waxman, JCAP, 08, Ghisellini +, MNRAS, 08, Takami+, 08)•Compositionはよくわからない (proton & light nuc. vs heavy nuc.)•Cen A方向からのイベント、Virgo方向からのイベントの欠如

AGNでの衝撃波加速とジレンマ• ＡＧＮでの衝撃波加速モデルの一つ(定常ソース)
internal shocks in jetsで衝撃波加速 → pγ反応でp→nにする→ neutron escape → lobeの磁場で曲げる• 加速の必要条件 (Hillas条件)
E < eBrβ, B2/8π=LB/4πr2Γ2βc
必要なmagnetic luminosity
Zaw et al. 2008
46
2-1
LB > 10 erg/s (Γ/3) β
Ljet > 1045 M9 erg/s

FR II(パワー大、数が足りない)FR I Ljet < 1045 M9 erg/s(数は十分ある、パワー小)• 相関AGNは暗い(Lbol < 1045 erg/s)
相関AGNはSeyfert, LINER… (Moskalenko+ 08)

AGN corr.
with UHECRs

AugerによるUHECR観測からもたらされている情報
1. Anisotropy (small scale and large scale)
2. Correlation with the matter (normal/spiral galaxies or AGNs)
3. Composition (light or heavy)
今回の前提
Augerの結果を全力で信じる

注意！！
まだ数が少なすぎる！

系外ソース

重い原子核
GRB, Hypernova, AGN (Cen A)
Cluster of Galaxy, Starburst Galaxy「銀河磁場などによって強く曲がりうるので物質分布との相関を再現するのは自明でない」
AGN

衝撃波加速
「FR I はエネルギー不足気味、FR II は数が少なすぎる」「電波銀河との明らかな相関は見えてない」

陽子(+軽い原子核)

定常ソース
AGN以外未知のソース?
非衝撃波加速???

非定常ソースGRB
Magnetar
AGN Flare
未知のソース？

調べたいこと
非定常宇宙線ソースは一つの有力な可能性• 最高エネルギー宇宙線の観測から非定常ソースについて何がいえるのか？
• 非定常宇宙線ソースの検出可能性

最高エネルギー宇宙線源が満たすべき条件
２つの条件• 最高エネルギー(~1020 eV)まで加速できること
Hillas条件以外にソースの磁場や光子密度などに依存
加速メカニズムにも依存• 十分な宇宙線の数を供給できること
非定常ソースのとき、(観測されている宇宙線の数)＝(バースト発生率)×(バースト１発が作る宇宙線の数)
縮退→UHECRの観測で”ある程度”解くことができる最高エネルギー宇宙線の性質• UHECRは(多分)少し曲がってやってくる
BIG λMpc1/2 = nG Mpc1/2(ランダム磁場)• 時間的にも遅延する• (見かけの継続時間) ~ (宇宙線の遅延時間)↑pathの効果+photomeson反応の効果

非定常宇宙線ソースへの制限(見かけのソース密度) = (見かけの継続時間)×(バースト発生率)
体積あたり

•

見かけのソース密度は観測で見積もられる ← 詳細は高見講演
Auger Era: ns ~ 10-4 Mpc-3 (e.g., Takami & Sato 08, Cuoco+ 08)•

見かけの継続時間を制限すればバースト発生率を制限できるポイント
1. 銀河内磁場は避けられない(disk磁場 BG ~ μG+ “possible” dipole磁場)
2. 特に銀河間磁場の強さはよくわかっていない。だが、磁場(銀河間＋銀河内)が強すぎるとAugerの示唆(ϕ ∼ a few°)に矛盾

• 銀河内及び銀河間磁場を考慮してUHECRの伝播を計算(photomeson反応など考慮) (Yoshiguchi+ 03, Takami & Sato 07)→ Augerの観測に矛盾しないようにUHECR fluxに寄与している
バーストの発生率を制限 KM & Takami, ApJL, 690, L14 (2009)

Auger: ϕ < 5°
BIG λcoh1/2 < nG Mpc1/2

GMF
dipole磁場有GMF
dipole磁場無• 観測されているスペクトルとfit→宇宙線の量が決まる→バースト一発あたりの宇宙線の量が発生率と同時に決定
at 1019 eVE2 (dN/dE)•宇宙線の全エネルギーECRはもっと大きいだろう
dN/dE ∝ E-2ならば ECR ~ ln(1012GeV/GeV)EHECR
1019eVE

iso非定常宇宙線ソースへの示唆
KM & Takami, ApJL, 690, L14 (2009)
High Luminosity GRB
通常のロングガンマ線バースト(Waxman 95, Vietri 95)

HL GRB

Low Luminosity GRB
光度の暗いガンマ線バースト(KM, Ioka, Nagataki, & Nakamura 06)

Magnetar
誕生直後(~ms)の強磁場中性子星(Arons 03, Ghisellini+ 08)

LL GRBAGN Flaremagnetar

Giant AGN Flare104-5 yrに一回程度~dayでフレア(Farrar & Gruzinov 08)

例えあるソースの一部だけがUHECRに寄与しているのだとしてもバースト一発あたりのエネルギーは結構大きくなければならない！
不定性大だが構造磁場は重要 if ~3 Mpc w. nG → < 100 Gpc-3 yr-1

まとめAugerの結果に基づいて、非定常ソースの可能性を一般的に考察
バースト発生率とバースト１発で作られる宇宙線量への制限• 銀河磁場の重要性を指摘(dipole磁場があると制限厳しい)• 構造磁場もかなり重要(まだ途中)• エラーの評価、光度関数の影響、重い原子核の影響など→より詳細な研究が必要(まだ途中)
非定常ソースだと結構明るくなければならない• 非熱的電子が非熱的バリオンの10%以上のエネルギーがあればX線やガンマ線で見える可能性有 (EXIST)• ハドロンのシグナルはソースの環境(磁場や光子密度)に依存するニュートリノがうかる可能性も有 (IceCube, KM3Net)

起源について(個人的意見)
非定常ソース一つの有力な可能性(といわれている)
バースト一発あたりのエネルギーが結構たくさん必要!
• HL ＧＲＢは候補の一つだが、energetics的に苦しめ• Giant ＡＧＮ Flareは今まで観測されていないことが問題(→Fermi?)• LL ＧＲＢ or magnetar？ (効率良いバリオン加速が必要)
定常ソース• 衝撃波加速でない可能性も十分あるだろう
e.g., 電波銀河のローブやBH (w. RIAF)近傍での非衝撃波加速？
一般にUHEでの原子核の影響の評価が重要(w. 構造磁場)
イベント数がもっと必要なのは自明(→AugerやTA, JEM-EUSO)

High Luminosity GRB• High-luminosity GRB
Eγ iso ~ 1052-54 ergs バースト天体では有名なUHECR起源候補(Waxman 95, Vietri 95, Milgrov & Usov 95)• local universeでのガンマ線バーストの発生率(不定性大)pre-Swift era → ~ 1 Gpc-3 yr-1
Swift era → 0.05-0.27 Gpc-3 yr-1 (fast evolution at z<1)
(e.g., Gueeta & Piran 07, Le & Dermer 07)

後者のとき → ECRiso ~ 1055 ergs必要、 energetics的に厳しい•ある程度強い銀河間磁場が必要“もし”BIG λcoh1/2 < 0.1 nG Mpc1/2 だと無理
•Prompt放射領域で宇宙線つくるとニュートリノとガンマ線が出る→ testable (e.g., KM & Nagataki 06, Asano, Inoue, & Meszaros, 08)Giant AGN Flare• tidal disruption or disk instabilityによって104-5 yrに1発程度~ (1-10) dayでflareが起きるかもしれない (Farrar & Gruzinov 08)• local rate ~ 102-3 Gpc-3 yr-1, Flaring AGN 3×10-(8-7) Mpc-3
注意：optical/x-rayのsurveyで今までに報告されていない
1. ROSAT survey < 10-9 L45-2.2 Mpc-3 for 定常ソース
2. bright AGN113個中6 yrの観測でtransientは3%以下(~10 yrでactiveである確率 < 10-4-10-3でconsistent)
3. tidal disruption search → >105 yrで1発程度
4. Fermiでうかるかも(optimistic estimate)~1 day time scale → ~ 30 L453/2 events/yr