系外銀河による宇宙背景ニュートリノ崩壊光探索感度への影響

2022年度TCHoU workshop
素粒子構造研究部門セッション
2023年3月16日
武内勇司
Tomonaga Center for History of the Universe,
University of Tsukuba

Neutrino decay Neutrino has three flavor and mass eigenstates: (𝜈𝑒 , 𝜈𝜇 , 𝜈𝜏 )(𝜈1 , 𝜈2 , 𝜈3 )

 Heavier neutrinos can decay to lighter neutrinos with photon:𝜈3 → 𝜈1,2 + 𝛾✓

𝜈3 Lifetime✓ Standard Model (SM) and Dirac neutrino assumptions :𝜏 = Ο(1043 ) years✓ Several Beyond Standard models predict:𝜏 = Ο 1014 ~Ο 1017 years✓ Experimental lower limit from CIB meas.:𝜏 > Ο(1012 ) years

γ𝜸

𝝂𝟑𝝂𝟐𝑊

𝜈3e, 𝜇, 𝜏𝜈1,22Neutrino Mass and Photon Energy• From neutrino oscillation

𝜸2– Δ𝑚23= 𝑚32 − 𝑚22 = 2.4 × 10−3 𝑒𝑉 2

𝝂𝟐𝝂𝟑𝑚32 − 𝑚22𝐸𝛾 =2𝑚32– Δ𝑚12= 𝑚22 − 𝑚12 = 7.65 × 10−5 𝑒𝑉 2
• CMB(Planck+WP+highL) and baryon acoustic oscillation (BAO)
measurements constrain– ∑𝑚𝑖 < 0.23 eV
m =50meV3➔50meV<𝑚3 <87meVE =24.8meVEγ =24meV

If assume 𝑚3 ≫ 𝑚1

𝜆𝛾 ~50mm2=8.7meVm1=1meV
3

Cosmic Neutrino Background (CB)
 Relic of neutrino decoupling few seconds after Big bang.
 Not yet directly observed.

 Density and Temperature of CB are well predicted from CMB meas.

4T𝜈 =1113T𝛾 = 1.95K

𝑛𝛾 3𝑛𝜈 = 𝑛𝜈ഥ =×= 56/𝑐𝑚3
2 114

Expected photon wavelength spectrum from CB decays
Considering red shift of wavelength and lifetime, and CνB density as a function of𝑎 = 𝜆/𝜆01ℎ𝑐𝜆𝐼𝜈 (𝜆) =𝜌𝜈,0Ωm,04𝜋𝜏𝜈
𝐻0𝜆01−23+ ΩΛ,0Also considering doppler shift from CνB relativistic F-D thermal distribution
1𝑓 𝑝,
Ԧ𝜆 =exp[𝑝𝑐/ (𝑘𝜆𝑇0 /𝜆0 )] + 1
𝜌𝜈,0 = 110/𝑐𝑚3 , 𝐻0 =70km/s/Mpc, Ωm,0 =0.3, ΩΛ,0 =0.7, 𝑇0 = 1.95𝐾, 𝜆0 = 50𝜇𝑚
5Expected photon wavelength spectrum from CB decays distribution in ν3 → 𝜈2 + 𝛾𝑚3 = 50 meVdN/d(a.u.)

Sharp Edge with
1.9K smearing

Red Shift effectΩm,010100

[m]1005020105𝜆𝜆01−23+ ΩΛ,0テール部分の形状には
ΩΛ の時間依存性の情報が含まれるE [meV]

50𝜇𝑚(25meV)
Sharp edge indicates two body decay from a massive particle➔ Decisive signature of CB decay

6C𝜈B radiative decay and Backgrounds
at λ＝50μm

Surface Brightness I [MJy/sr]

CIB summary from Matsuura et al.(2011)
ZE

CMB
AKARI
COBE

Cosmic Infrared
Background (CIB)
𝐼𝜈 ~ 0.1-0.5 MJy/sr

ZLCB Decay
ISD
DGL

𝜏 = 3 × 1012 yr𝑠

SL

Wavelength [m]λ=50μm𝑚3 = 50meVE [meV]

黄道輻射はほぼ単一温度の黒体放射分布によくFit (T～270K)
次に問題となるのが系外銀河の積算光𝐼𝜈 ~ 0.8MJy/sr
Excluded by S.H.Kim et. al 2012

𝜏 = 1 × 1014 yr𝑠𝐼𝜈 ~ 25kJy/sr7

extragalactic background light のモデル
参考文献
• Dominguez et al. 2010 doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17631.x• Andrews et al. 2018
doi:10.1093/mnras/stx2843
Strategy• 赤方偏移z=0から銀河形成が始まるzまで銀河のスペクトルをzに応じて波長を(1+z)倍に赤方偏移させ，zに応じて強度を規格化して足しあげる。
それには• 銀河のスペクトル(銀河の種類)• 銀河の数(z依存性, 銀河の種類)の情報が必要
8

Dominguez 2010の extragalactic background light のモデル
Dominguez 2010

銀河のカテゴリー• Quiescent• Star-forming• Starburst• AGN
銀河の種類によって発光スペクトルは異なる
これらのスペクトルは，実際には近い銀河(z<0.3)からのサンプル10μm付近の構造は PAH
polycyclic-aromatic-hydrocarbon
多環芳香族炭化水素分子（ベンゼン環を複数個もつ化合物の総称）の作る発光スペクトル9

PAH IR Spectrum
PAHdb website (www.astrochemistry.org/pahdb/)z>4以上の銀河では，PAH発光が 50μm域にスペクトル構造を作る可能性10Andrews 2018 のextragalactic background light のモデル
Andrews 2018

銀河のカテゴリー• Disk• Spheroid
z=4～0 の銀河発光モデル（それぞれのzでの実測サンプルというわけではない）11extragalactic background light のモデル(Andrews 2018)
Star-forming rate のz依存性

Andrews 201812

extragalactic background light のモデル(Andrews 2018)
銀河積算光のスペクトル

Andrews 2018

50μm13• 積算光に見える凸凹構造は積算する際の銀河のzが離散的であるため• 実際には銀河が十分な数あればzが連続分布を取り，凸凹構造はもっと滑らかになると考えられる。
• Conservative な評価として論文中の積算光モデルにある凸凹構造の高さを到達感度評価用に使用する。

~0.1nW/m2/sr
diskは，大きなzの寄与が少ないので50μm域にはほとんど効かない。
~0.05nW/m2/sr
こちらも50μm域には影響は少ないと思われるが0.05nW/m2/sr を50μm域のスペクトル構造の凹凸大きさをして評価
50μm

14

Expected photon wavelength spectrum from CB decays

𝜈𝐼𝜈 (𝑛𝑊/𝑚2 /𝑠𝑟)

𝜏 = 1 × 1015𝑦𝑟
縦軸を線形にしたもの

0.14nW/m2/sr𝜆(𝜇𝑚)1015年寿命はEBL積算光には邪魔されずに測定可能
15

まとめ• Andrews 2018 の銀河積算光モデルを仮定すると，宇宙背景ニュートリノ崩壊光の探索は，十分な統計量があれば，1015年までの感度では系外銀河積算光には邪魔されない。
• 系外銀河積算光モデルの理解が進めば，50μm域は更に長い寿命探索まで可能なくらい滑らかである可能性がある。
• 宇宙背景ニュートリノ崩壊光は，波長1%以下で急峻に立ち上がる階段関数的なスペクトルの特徴を持つ。観測機器の波長分解能が1%以下であれば，この特徴を使った探索が可能であり，更に長い寿命感度での探索も可能。

16