高エネルギー宇宙ニュートリノ：
突発天体起源の可能性について
浅野 勝晃
（東工大）

IceCubeによるPeVニュートリノ検出２イベント
7.8x105-5.6x106 GeV

8.9x105-8.5x106 GeV

当初は最高エネルギー宇宙線起源の1018eV（EeV）程度のニュートリノ検出が期待されていた。

予想を裏切って、 1015eV（PeV）のニュートリノが最初に検出された！
ニュートリノ源は？
１．銀河系内２．銀河系外-宇宙線起源
３．銀河系外-天体起源
Ishihara 2012

ニュートリノ源

銀河間空間の宇宙線

銀河系外天体（活動銀河核など）

CMB, EBLνν
宇宙の平均的放射場

銀河系内天体

νν

CMB
ダスト

星

Kneiske モデル

宇宙ニュートリノの作り方：光中間子生成1：

2~ 0.2

0.76   (1  m / m ) ~ 0.24 
どのニュートリノも親陽子の5%ほどのエネルギーを持つ。
PeVニュートリノの親陽子は20PeVくらい2320PeV陽子のローレンツ因子 2×107
陽子静止系で300MeVとなる
光子のエネルギー
300MeV/2×107=15eV（紫外線）宇宙ニュートリノの作り方：pp衝突
超新星残骸 W44 ガンマ線像

宇宙線生成現場の近くに濃いガス雲があれば…

p  p  p  p  0 p  n  
ニュートリノもガンマ線と同程度のFlux
しかし、PeVまでガンマ線スペクトルは伸びていない！

緑の等高線：分子雲由来のCOm / 2 ~ 70MeV

Ackermann+ 2013

今回の検出が示唆するFluxレベル
  ( )  3.6 10 GeV sr cm s2

8-1-2-1

太陽近傍の宇宙線Flux

1017 eV1.5 m-2 s-1 sr-1 @1016ev→10-4 GeV cm-2 s-1 sr-1

Ishihara 2012

単位時間当たりの衝突確率 nσc～10-15s-1
ニュートリノの平均滞在時間
0.3kpc/c～3×1010s
ニュートリノへ行くエネルギーの割合 3個×1/20
全部掛けると 5×10-10 GeV cm-2 s-1 sr-1
もちろん、銀河系内宇宙線起源というのは駄目Cosmogenic neutrinos
銀河系外宇宙線起源ニュートリノ

最高エネルギー宇宙線

銀河系外起源なので、銀河間空間にもほぼ同様の密度で分布していると考えられる。
観測から密度、スペクトルは決まっている。
不定性は、その時間進化。
（昔にたくさん宇宙線を作っていれば、ニュートリノも増える）

高エネルギー側で検出が無い事から、モデルに制限⇒不定性はほとんど無い。
最高エネルギー宇宙線だけを考える限り、PeVニュートリノの検出は難しいはず。

Cosmogenic neutrinos
ニュートリノ宇
宙線
生成率

FRII電波銀河の密度に比例していると考えた場合

IceCube

CMBとの相互作用
IR, Opt.との相互作用
赤方偏移
現在の値で宇宙線生成率を規格化

Kotera+ 2010

Cosmogenic neutrinos銀河系外宇宙線起源ニュートリノ
宇宙線スペクトル
ただし、銀河系内起源宇宙線成分とスムーズに繋がっているのが不思議

この成分も、銀河系外起源の可能性はある。

注：銀河系内起源説の方が若干有力
１．重い原子核（電荷が大きいため）
２．系内の乱流などによる再加速
３．マグネターなどの特殊な線源

宇宙線源の密度の進化Cosmogenic neutrinos
可視-紫外線背景放射との相互作用によるニュートリノ

Hasinger+ 2005

1042.51043.51044.51045.5

AGN密度の進化

宇宙の平均的放射場

CMB
ダスト星

Kneiske モデル

宇宙線源がAGNかどうかは本質的ではなく、宇宙線生成率の歴史が重要。

銀河系内起源
銀河系内における支配的な爆発現象は何と言っても超新星爆発
現在の超新星爆発rate 30年に1発：0.03/yr
超新星１発が解放するエネルギー：1051 erg

現在の超新星のLuminosity： LSN,0  9.5 1041erg/s銀河の体積 V=2x0.3kpc x πx(10kpc)2=5.5x1066cm3
ニュートリノ脱出時間 t～0.3kpc/c

ctLSN,0 / V /( 4 )  1.3 10 5 erg cm -2 s -1 sr -1
 7.9 10 3 GeV cm -2 s -1 sr -1
超新星解放エネルギーの4.6x10-6がPeVニュートリノへ行けば良い。
1.
2.
3.

爆発エネルギーの1/10が宇宙線109-1017eVに均等にエネルギー配分されていれば、1/8のエネルギーが1016eV以上
ニュートリノのfluxは親粒子の3/20

エネルギー収支としては余裕がある。しかし、普通の超新星のニュートリノ生成効率は悪い。
10PeV以上まで宇宙線を加速することもできない。
超新星残骸よりも稀なイベントで、ニュートリノ放射効率の良い現象。特殊なSN?

Fermi Bubble

Cheng+ 2012
Su+ 2010
ガンマ線そのものに対してハドロンモデルは否定的（クリアな形、冷却時間の短い電子起源）
高エネルギーまで伸びていれば、pγが効くか？

バブルの中でのpp衝突起源ガンマ線・ニュートリノ
-12 

102

I() [GeV/cm2/s/sr]n() [erg/cm3]
Bg ph.

10-5

nth=2x10-2 cm-3
Energy density: 1eV cm-310-14p

Fermi-Bubble

10-6

10-16

テスト計算
Preliminary

10-7

IC40/0.06

10-18

10-8
n

10-20

10-3

100

103

1061091012

10151018
 [eV]

10-9

4kpcのOne-zone（1.3x1055erg）
ppモデルにより、ガンマ線Fluxを説明できるが（Pi0->2γ、Bethe-Heitler 電子からのSynch.）ニュートリノが出すぎる。
半径20°のバブルが2つ ->全立体角に占める割合 0.06
3.6×10-8という値は等方飛来を仮定しているが、Bubble起源と考えると局所的に大きな値（？）

系外天体起源ニュートリノ

本当なら歴史上最高エネルギーの検出
AGNやGRBなどの系外天体で粒子が加速。
光子場が濃いと、光中間子生成をその場で起こし、天体から直接ニュートリノが飛んでくる。
最高エネルギー宇宙線の加速源を含め、20PeVまで粒子を加速できる候補天体はたくさんありそう。
BL LacやFR-I銀河での最高エネルギー宇宙線加速モデル

Murase+ 2012
AGNでのp-γ反応はそう効率的ではない。
（TeVガンマ線は電子起源放射だと考えられており、陽子起源ガンマ線の寄与はそれほど大きくないと考えられている）

Starburst galaxies
Abdo+ 2010
ガンマ線Flux

pp衝突起源ガンマ線

TeV
PeVまで伸びているかは不明。

Loeb & Waxman 2006
Kennicutt law
が宇宙線のエネルギー損失時間スケールよりも長くなる条件。

(２次電子の寄与が我々の銀河より大きい)

0.02 g cm -2

Loeb & Waxman 2006

期待できる！20PeVまで伸びているかが問題に。

ガンマ線バースト
光度曲線

宇宙最大の爆発現象

巨星の死に伴うブラックホール形成⇒相対論的ジェット⇒ガンマ線放射頻度：10-10-10-9 Mpc-3yr-1
解放エネルギー：1052-1054 erg（ガンマ線のみ）⇒1042-1045 erg Mpc-3yr-1陽子が加速されていれば、自分が放っている光子と相互作用し、ニュートリノを放つ。

スペクトル

GRBからのニュートリノ
GRBからのニュートリノ背景放射
今回のFlux

Asano & Meszaros 2012

GRB090510からのニュートリノ
Asano+ 2009

モデル依存性が大きい。特にジェットのローレンツ因子に依存。
（陽子の量はGeVガンマ線観測と協調する値を採用）

GRBからのニュートリノ：一例
今回のFlux

Internal shock

Magnetically driven jet

Baryonic jet

Gao, Asano & Meszaros 2012

たくさんの計算例がある（村瀬氏ら）ので、そちらを参照。
加速陽子の量がガンマ線と同程度だと、ニュートリノは観測値よりも低いフラックス。
GRBと同期していたという話も聞いていない。

GRBにも様々な種族が。

Gendre+ 2013
GRB 111209A

以下1044 erg Mpc-3yr-1 を１GRBとする。

Levan 2013

Low-luminosity GRBs
10-7-1.8x10-6 Mpc-3yr-1
E～1049 erg⇒0.1-1 GRB
Ultra-long duration GRBｓ
頻度も解放エネルギーもLGRBと同程度⇒ 0.1-1 GRB

突発天体はGRBだけではない。
Core collapse SN: 10-4 Mpc-3yr-1
解放エネルギー1051erg⇒1000GRB
ただし20PeVまでの加速は難しい。
ニュートリノ生成効率も悪い。

Super luminous SN> 7x1043erg/s

最近は”普通じゃない”超新星が続々見つかってる。

Type-II 1042erg/s
Hypernova 9x1042erg/s
Ia 2x1043erg/s
Gal-Yam 2012

SLSN： 10-8 Mpc-3yr-1
解放エネルギー1052erg⇒1GRBその他の超新星
GUETTA & DELLA VALLE 2007

SN Ibc: 2x10-5 Mpc-3yr-1 7%がHypernova
LL-GRB

XRF

Mazzali+ 2008

1052ergのエネルギーを解放していれば、～140GRB

Hypernovaの相対論的成分
電波の光度曲線

Soderberg+ 2006

Shock加速による高エネルギー陽子と、超新星からの紫外線の相互作用が期待できる。

Hypernovaからのハドロン起源放射

Asano & Meszaros 2008

PeVにピークが来て、期待できるかもその他の突発現象
2011年3月

潮汐破壊現象Swift J164449.3+573451
Bloom+ 2011

2例目：Swift J2058.4+0516
Eiso～5x1053-1054erg～10-11 Mpc-3yr-1⇒０.1GRB以下

今後も意外な突発天体現象が発見される可能性がある。

Cenko+ 2012

まとめ• Cosmogenic説：Kneeより上の宇宙線が銀河系外起源だとすれば可能。
• 銀河系内説– 近傍の特異な天体（TeV線源）– Fermi bubble• 銀河系外天体説– Starburst galaxy– Hypernova– GRBを含むその他の突発天体