第12回光赤外線天文学大学間連携ワークショップ

マルチメッセンジャー観測時代における高エネルギー宇宙ニュート リノ観測石原安野 （千葉大学）

High Energy Neutrino as a Cosmic Messenger

Weak interaction during “propagation”• Penetration power• Pointing capability
even at extreme energies2

Extra-galactic γ-raywindow

なぜニュートリノ天文学なのか

𝒑𝒑𝒑𝒑 → 𝒑𝒑 𝒆𝒆− 𝒆𝒆+log (attenuation length/Mpc)

Extragalactic

FLUX [(GeV cm2 sec sr)-1]• 宇宙の超高エネルギー放射の起源とその発生機構を知りたいankle1018.5eV

Extra-galactic
cosmic-ray window

𝐩𝐩𝜸𝜸 → 𝒏𝒏𝝅𝝅+ , 𝐩𝐩𝝅𝝅𝟎𝟎
nearby blazars− +𝛄𝛄𝛄𝛄 → 𝐞𝐞 𝐞𝐞neighbor galaxy

radius of galaxyGalacticTeV

PeV

EeV

ENERGY [eV]
Anchordoqui+3
hep-ph/0206072v3

なぜ、ニュートリノ天文学なのか• ニュートリノの特徴: 非常に軽く、弱い相互作用のみ働く(相互作用をせずに、長距離を走る・生成機構がシンプル)①宇宙線陽子がパイオンをつくる②パイオンがニュートリノとミューオンに崩壊

protonγnµ+e+π+ ~ 15 𝐸𝐸𝑝𝑝
νµ ~ 1 𝐸𝐸𝑝𝑝
201𝐸𝐸𝑝𝑝νe ~ 201
ν µ ~ 20 𝐸𝐸𝑝𝑝

(中性パイオンがガンマ線に崩壊)
ニュートリノ発生領域からくるガンマ線との相関が有力手段③ミューオンがニュートリノと(陽)電子に崩壊
ニュートリノ発生天体はRadio,可視光からX線、さらに重力波もThe IceCube Detector@ Amundsen-Scott
South Pole station
1000m
1000m

5

IceCube Construction and Runs
IC22 (2007-2008)

IC1(2005-2006)

IC40 (2008-2009)

IC9 (2006-2007)

2021

IC86 = full IceCube (2011~)

IC79 (2010-2011)

IC59 (2009-2010)

6

IceCube Neutrino Events

7

Energy Range for IceCube/DeepCore
Icecube can measure 10GeV – 1011GeV neutrinos !
DeepCore atmospheric muon event

O(0.1-1)TeV muon

IceCube neutrino event
O(10-100)TeV muon

DeepCore8Angular resolution of muon track reconstruction
Background dependent on the directionsin the sky• Southern sky: High energy atm muon
BG (signal PeV-EeV)• Northern sky: Atm neutrino BG (signalTeV-PeV)• solid lines are for Northern hemispheres(upward-going)• dashed lines are for Southern hemispheres(downward-going)

9ニュートリノの流量の測定 (9.5 Years)

10ニュートリノの流量の測定 (9.5 Years)
𝑑𝑑𝜙𝜙𝜈𝜈+�𝜈𝜈= 1.44+0.25
−0.26
𝑑𝑑𝑑𝑑

𝐸𝐸
100TeV−2.37±0.09

× 10−18 GeV −1 𝑐𝑐𝑚𝑚2 𝑠𝑠 −1 𝑠𝑠𝑟𝑟 −1

11After 10 yrs: Diffuse gamma-rays, UHE cosmicrays and neutrino connection

https://arxiv.org/abs/2008.04323

12

𝒅𝒅𝝓𝝓𝝂𝝂+�𝝂𝝂
−𝟏𝟏𝟏𝟏−𝟏𝟏𝟐𝟐 −𝟏𝟏 −𝟏𝟏
観測された= 𝟏𝟏. 𝟒𝟒𝟒𝟒 × 𝟏𝟏𝟏𝟏 𝐆𝐆𝐆𝐆𝐕𝐕 𝒄𝒄𝒎𝒎 𝒔𝒔 𝒔𝒔𝒓𝒓 という𝒅𝒅𝒅𝒅

ニュートリノ放射はどこからきているのか？
𝛾𝛾 → 𝜈𝜈

• ニュートリノを放出し得る既知の天体の方向から来るニュートリノを探す𝜈𝜈⨂𝜈𝜈• ニュートリノのみで点源を探す
𝜈𝜈 → 𝛾𝛾• ニュートリノが来た方向にある、最もニュートリノを放出し得る既知の天体を探す

13

𝛾𝛾 → 𝜈𝜈 with10 years of IceCube
上限値が感度を卓越し有意な信号が見え始めている天体

NGC 1068(star burst AGN)

TXS 0506+056(blazer AGN)
PKS 1424+240(BL Lac Blazer AGN)

近くて明るいブレーザーから見え始めている
しかし宇宙ニュートリノのメインの起源天体種ではな
いIceCube Collaboration
PRL 124 051103 (2020)

GB6 J1542+6129(BL Lac Blazer AGN)

14𝜈𝜈⨂𝜈𝜈 with10 years of IceCube

10 years of IceCube data is publiclyavailable at NASA’s HEASARC archive

2.9σ after trial correction

x: NGC 1068
(star burst AGN)

15𝜈𝜈→𝛾𝛾 operational since 2016

Science 361, eaat1378 (2018)

Fermi Telescope

gamma-rays
neutrinos
neutrino observed
optical light

Optical telescopes

Kanata telescope...and many more telescope••••

Magic telescope
IceCube-170922A event
2017/9/22 20:54:30.43 UTC
5th and the most cosmic neutrino signal like EHE alert
automated alert was distributed to observers just 43 seconds later

16

Multiwavelength Campaign with ν
upward going neutrino induced muon track
23.7±2.8 TeV muon energy loss in the detector

radio

opticalTXS 0506+056 BL Lac
z = 0.3365
Gray: Archivalx-ray

ν

γ-ray

HE gamma-ray observations•Fermi-LAT(20MeV - 300 GeV) reported
gamma-ray flaring blazer TXS
0506+056 (ATel#10791)

VHE gamma-ray observations•Furthermore TXS 0506+056
was observed VHE gamma-ray
Magic telescope (E > 100GeV)
with >6.2σ (ATel#10817)

17

2014/2015 Neutrino Flare
IceCube evaluated 9.5 years of archival data in the direction of TXS 0506+056

13±5 events excess compared tobackground expectations(Sept 2014—March 2015)2014/15 neutrino flare• neutrino only time dependent search around the blazar TXS 0506−056→Inconsistent with bkg-only hypothesis at the 3.5σ level(In addition and independently of the previous 3σ
when looking in this specific direction)18

Neutrino emitting steady source candidatesΔΩ
𝑳𝑳𝑷𝑷𝑷𝑷𝝂𝝂� 𝑑𝑑𝑑𝑑𝝓𝝓𝒅𝒅𝒅𝒅𝒅𝒅𝒅𝒅 =𝝆𝝆𝒆𝒆𝒆𝒆𝒆𝒆 1 + 𝑧𝑧 3 𝚿𝚿(𝐳𝐳)
24𝜋𝜋4𝜋𝜋𝑑𝑑𝑧𝑧
一方、各天体から期待できるニュートリノの数
𝑁𝑁𝑃𝑃𝑃𝑃 = 𝑇𝑇𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜 � 𝑑𝑑Ω𝑃𝑃𝑃𝑃 � 𝑑𝑑𝑑𝑑 𝐴𝐴𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒

𝑳𝑳𝑷𝑷𝑷𝑷𝝂𝝂
4𝜋𝜋𝑑𝑑𝑧𝑧2

19

Neutrino emitting transient source candidatesΔΩ
𝑬𝑬𝑷𝑷𝑷𝑷𝝂𝝂 /Δ𝑇𝑇𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒3̇
𝝓𝝓𝒅𝒅𝒅𝒅𝒅𝒅𝒅𝒅 =� 𝑑𝑑𝑑𝑑𝝆𝝆𝚫𝚫𝑇𝑇
1+𝑧𝑧
𝚿𝚿(𝐳𝐳)
𝒆𝒆𝒆𝒆𝒆𝒆𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒
4𝜋𝜋𝑑𝑑𝑧𝑧2
4𝜋𝜋
一方、各突発天体から期待できるニュートリノの数
𝑁𝑁𝑃𝑃𝑃𝑃 = Δ𝑇𝑇𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒 � 𝑑𝑑Ω𝑃𝑃𝑃𝑃 � 𝑑𝑑𝑑𝑑 𝐴𝐴𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒

𝑬𝑬𝑷𝑷𝑷𝑷𝝂𝝂 /Δ𝑇𝑇𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒
4𝜋𝜋𝑑𝑑𝑧𝑧2

事象が観測されなければ流量に制限がつく

なぜ、ニュートリノ事象のカウンターパート探しが難しいか…
ニュートリノが非常に遠方からもやってこれるから!?
20

検出可能なニュートリノを放出する天体の分布
ν source distributions in the redshift space in ΔΩ = 𝟐𝟐𝟐𝟐
49
annual rate for 𝑬𝑬𝑷𝑷𝑷𝑷𝝂𝝂 = 3 × 10 erg−−𝝆𝝆̇ 𝒆𝒆𝒆𝒆𝒆𝒆 = 𝟑𝟑 × 𝟏𝟏𝟎𝟎𝟑𝟑 𝐺𝐺pc 3 yr 1

各transient天体からくるニュートリノの期待値
𝑬𝑬𝑷𝑷𝑷𝑷𝝂𝝂 /Δ𝑇𝑇𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒
𝑁𝑁𝑃𝑃𝑃𝑃 = Δ𝑇𝑇𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒 � 𝑑𝑑Ω𝑃𝑃𝑃𝑃 � 𝑑𝑑𝑑𝑑 𝐴𝐴𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒
4𝜋𝜋𝑑𝑑𝑧𝑧2

この期待値のもとで、一つのニュートリノがIceCubeで観測可能される天体の数ΔΩ𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠
𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜
𝑁𝑁𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠 =�𝑑𝑑𝑑𝑑 𝑃𝑃𝑛𝑛=1
𝑁𝑁𝑃𝑃𝑃𝑃 𝝆𝝆̇ 𝒆𝒆𝒆𝒆𝒆𝒆 𝚫𝚫𝑇𝑇𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒 1 + 𝑧𝑧 3 𝚿𝚿(𝐳𝐳)
4𝜋𝜋
二つのニュートリノがIceCubeで観測可能な天体

𝑑𝑑𝑑𝑑𝑑𝑑𝑑𝑑𝑑𝑑𝑑𝑑
𝑁𝑁𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠=ΔΩ
𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜
�𝑑𝑑𝑑𝑑 𝑃𝑃𝑛𝑛=2
𝑁𝑁𝑃𝑃𝑃𝑃 𝝆𝝆̇ 𝒆𝒆𝒆𝒆𝒆𝒆 𝚫𝚫𝑇𝑇𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒𝑒 1 + 𝑧𝑧 3 𝚿𝚿(𝐳𝐳)4𝜋𝜋21𝜈𝜈→𝛾𝛾 Follow up観測の発展に向けて𝜈𝜈⨂𝜈𝜈• 複数のニュートリノ到来を知らせる速報システムを開発中

𝛾𝛾 → 𝜈𝜈

• これにより、たくさんあるエラー
サークルの中にたまたま入った天体を切り分ける• ニュートリノのみで点源を探す• ニュートリノを放出し得る既知の天体の方向から来るニュートリノを探す• 近傍天体にあるはずのカウンターパートに絞った探査が可能• ただし、期待できるそのような速報の数はまだ高くない𝜈𝜈 → 𝛾𝛾• ニュートリノが来た方向にある、最もニュートリノを放出し得る既知の天体を探す

22

IceCube-Gen2 検出器

IceCubeコントロールルーム

アムンゼンスコット南極点基地

IceCube光検出器DOM

IceCube-Gen2
Gen2 Phase1長球型光検出器D-Egg• 縦長で掘削費用および時間を大幅に削減• Gen2に向けさらなる改良• 実効感度の向上• 消費電力の低減

南極点傍に立つ
居住建屋IceCube&Gen2 Phase1

Angular resolution improvement with larger detector

24Expectation with more than 5 times better sensitivity

25

Intermediate sensitivities• String number dependence• 1 season corresponds to ~17 strings• In this plot, the first deployment year 19 strings• 3 seasons corresponds to 17 x 3• Full sensitivity and good exposure is required for the detection of dimmer neutrino sources• However for time-dependent flares such as TXS-like flare, deployment of first year or two, Gen2 becomeslarge enough to achieve 5𝜎𝜎 𝑙𝑙𝑙𝑙𝑙𝑙𝑙𝑙𝑙𝑙 of observation• Partial construction is still valuable for time dependent neutrino emissions!

26

In Astro2020 decadal survey

2026年に建設開始
で2036年にはIceCube70年分
データ27

Summary• 2011年のIceCube検出器はその完成以来、世界唯一の一立方キロメートルニュートリノ望遠鏡として、安定した運転をしている• 観測においても部分的な検出器の頃より解析をすすめ、宇宙線起源に重要な制限を与え、世界初となる高エネルギー宇宙ニュートリノの観測を行っている• Diffuseニュートリノの流量を確立• これまでに知られているガンマ線放出天体が恒常的ニュートリノ点源として見え始めており、10年分のデータがすでにパブリックになっている• 南極点でニュートリノ事象を識別するオンライン速報から、ニュートリノ事象と望遠鏡信号との相関がみつかった• 新たに近傍天体にフォーカスしたアラートチャンネルを開発中

手法は確立しつつある。さらに高統計・high qualityデータによる拡張計画が必須！

• 角度分解能、検出率を高め、観測の高性能化を可能とするIceCuge-Gen2計画を進めている。

• 粒子シャワー事象の有効検出体積が約８倍、トラック事象の有効検出体積が約５倍。宇宙ニュートリノ事象やさらに稀な事象の観測頻度は検出体積増える• さらに、体積の拡大からのトラック事象の角度分解能の向上が期待。ニュートリノ起源天体の同定で約５倍の感度向上• 2023年にIceCube-Gen2 Phase-1の建設が行われる。2025年からのIceCube-Gen2 メイン配列の建設にむけた準備をすすめている

28

29

30

Backup

Design Principle∝sqrt(x): Livetime, Detector size∝1/x: Angular resolution

Signal selection efficiency
BG rejection efficiency• Detector effective muon area
• Angular resolution－ x 4～5 (horizontal)－ x ～ 0.45 (horizontal)

default factor gives afactor of 5 better
sensitivity• improvement with new optical sensors• improvement with new calibration

Additional improvements

Tracks: induced by νµ CC interaction
Angular resolution
Median resolution: 0.4° (> 100 TeV)

Moon shadow of cosmic ray muons using one yearof data(cosmic-ray primaries get absorbed in moon)

median0.45° ± 0.05°

Large energy resolution for through going-muon as
muon loose energy before arrival• Δlog(E)~0.3 for muon energy deposit tomuon energy
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Information
IceCube-Gen2 Technical paper is upcoming the next!

Gen2 White Paper

Decadal Survey on Astronomy and Astrophysics 202034