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Gamma-Rayand Neutrino Signals fromUltrahigh-Energy Cosmic-Ray Sources andImplications of Ultrahigh-Energy NucleiProduction in the Sources村 瀬 孔 大(TIT, CCAPP OSU)ICRRセミナー

2 nd knee 以 下系 内 起 源 、 超 新 星 残 骸 が 有 力2 nd kneeからankle系 内 起 源 か 系 外 起 源 かも 不 明ankle 以 上系 外 起 源 、 有 力 候 補 は 複 数Cosmic-Ray SpectrumKnee ~ 10 15.5 eV2 nd Knee ~10 17.5 eVAnkle ~ 10 18.5 eVProblems• 起 源 ?• 加 速 機 構 ?

LHC ( Berezinsky 2007 )最 高 エネルギー 宇 宙 線 (UHECR)2nd Knee~10 17.5 eVAnkle~ 10 18.5 eVUHECR10 20 eV ~ 20 J→ 地 上 では 実 現 できない程 の 超 高 エネルギー!!情 報•スペクトル(e.g.,Ankle)• 組 成• 到 来 方 向 分 布GZKカットオフ?(pとCMB 光 子 のpγ 相 互 作 用 )→ 源 は100Mpc 以 内 にある

UHECR 観 測 の 現 状 = 混 乱AugerとHiResによる 最 新 の 観 測 成 果•Spectrum60 EeV 以 上 でカットオフ (Auger & HiRes)陽 子 : GZKカットオフ?, 鉄 : photodisintegration( 光 分 解 )カットオフ?•Arrival distribution60EeV 以 上 で 非 等 方 性 (Auger) vs 等 方 (HiRes)•Composition (ただしハドロン 相 互 作 用 の 不 定 性 大 )陽 子 (HiRes) vs 重 い 原 子 核 (Auger)

CompositionX max の 平 均 とX max の 揺 らぎの 観 測Proton: X max 大 ⇔Iron: X max 小AugerHiRes

UHECRの の 起 源 候 補 天 体New magentarsGRBNew Magnetars宇 宙 最 強 磁 場B ~ 10 15 GBAGN jetGRBs宇 宙 最 強 爆 発E GRB ~10 51 ergclustersAGN宇 宙 最 大 BHM BH ~10 6-9 M sunHillas condition E < e B r β“ 必 要 ” 条 件 ( 最 大 エネルギー)rClusters宇 宙 最 大 重 力 束 縛 天 体r vir ~ a few Mpc

Augerの の 結 果 の 解 釈• 最 高 エネルギー 陽 子 加 速 の 必 要 条 件 (Hillas 条 件 )E < eBrβ, B 2 /8π=L B /4πr 2 Γ 2 βc→ 必 要 なアウトフローの 磁 場 L B ≡ε B L > 10 45.5 erg/s Γ 2 β -1 Z -2• 活 動 銀 河 (AGN)= 代 表 的 な 定 常 ソース○AGNや 銀 河 との 相 関 を 重 視 する 立 場 では1. L jet > 10 45.5 erg/sのAGN(e.g., FRII 銀 河 )は 近 傍 では 少 ない(n FRII ~10 -(7-8) Mpc -3

Information from UHECR observations1. Spectrum (SD+FD) -> GZK or non-GZK cutoff?2. Anisotropy (above the GZK energy) -> correlation with the sources?3. Composition (Xmax and its fluctuation) -> p or Fe or mixed?Composition?Nuclei-dominated or mixedAGNs, GRBs, clusters, SB galaxies,or only a few AGNs such as Cen A(GMF is important!)Proton-dominatedAGNs, GRBs, or magnetarsPersistentTransientAGNs(Absence of corr. with sufficiently bright AGNs)AGNs with powerful jets(Absence of corr. with many radio galaxies)(FR II galaxies are too few)•DSA in or with kinetic jets•Non-DSA in Poynting jets?AGNs without powerful jets•Non-DSA in the vicinity of BH?•Non-DSA in lobes????GRBs•High-luminosity GRBs•Low-luminosity GRBsAGNs•Blazar-like flares in radio AGNs•Giant flares?•Active young AGNs?Newly born magnetars

これから 話 すこと• AugerとHiResの 結 果 はあべこべなセンスconsistentな 解 釈 はない• 現 状 では 以 下 の2 通 りの 立 場 があるだろう– ソースが 非 定 常 であるとし、 銀 河 との 相 関 の 説 明 重 視 。– UHECRは 陽 子 ではなく 重 い 原 子 核 であるとし、 組 成の 観 測 結 果 を 重 視 。80 年 代 以 降 UHECR 源 としては 定 常 ソースの 議 論 が 多 かったしかし 非 定 常 や 原 子 核 の 場 合 の 議 論 はずっと 少 ない昨 今 の 観 測 結 果 を 鑑 みて2つの 可 能 性 について 議 論 する

Multi-Messenger ObservationsComsic Rays: Auger, TA, JEM-EUSO? (AGASA, HiRes etc.)•>10 19 eVの 陽 子 では 異 方 性 が 期 待 できる• 重 い 組 成 の 可 能 性 → 宇 宙 線 天 文 学 の 可 否 は 非 常 に 不 確 かな 宇 宙 磁 場 に 依 存pp/pγ reactions: protons → pions, kaons → neutrinos, γ rays± 0± 0p + γ → π , π + X p + p → π , π + X± ±π → µ + ν+±µ( νµ) → e + νe( νe) + νµνµPhotons: Fermi 衛 星 , 多 数 のCherenkov 望 遠 鏡 (MAGIC II 2010~, CTA:2014?~)• ガンマ 線 天 文 学 はほぼ 確 立・ > 100 TeVではCMBやCIBと 反 応 してしまう・ GeV-TeVでは 電 子 も 作 れるので 区 別 は 非 自 明0π → 2 γNeutrinos: IceCube (2011~), KM3Net (2015?~)• TeV 以 上 で 地 球 外 からのニュートリノ 検 出 はまだ• より 直 接 的 な 陽 子 ・ 原 子 核 加 速 の 証 拠宇 宙 線 観 測 、ガンマ 線 観 測 、ニュートリノ 観 測 は 一 長 一 短

UHECRソースが 非 定 常 である 場 合マスタ サブタイトルの 書 式 設 定12

話 すこと1. UHECRソースが 非 定 常 なとき、UHECR 観 測 から何 がわかるのか?2. UHECRソースから 放 射 されるニュートリノについて3. UHECRソースから 放 射 されるガンマ 線 について非 定 常 ソースでのUHECR 加 速 を 証 明 する 特 徴 的なシグナル=UHEガンマ 線 の 提 案

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(~10 20 eV)まで 加 速 できること少 なくともHillas 条 件 は 必 要 条 件( 実 際 はソースの 磁 場 や 光 子 密 度 、 加 速 機 構 にも 依 存 )• 十 分 な 宇 宙 線 の 量 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•UHE 陽 子 は 少 し 曲 がってやってくる例 えばnGの 磁 場 中 を100Mpc 伝 播 → 約 3 度 曲 がる天 体• 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

2. 銀 河 間 磁 場 の 強 さはよくわかっていないが 知 る 必 要 はない銀 河 間 磁 場 が 強 すぎるとAuger2007の 結 果 (ϕ ∼ a few°)に 矛 盾非 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 自 己 相 関 の 情 報 から 見 積 もられるAuger 2007: n s ~ 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 磁 場(disk 磁 場 B G ~ µG+ もしかするとあるかもしれないdipole 磁 場 )

• 銀 河 内 及 び 銀 河 間 磁 場 を 考 慮 してUHECRの 伝 播 を 計 算(pγ 反 応 など 考 慮 ) (Yoshiguchi+ 03, Takami & Sato 07)→ Augerの 位 置 相 関 の 結 果 に 矛 盾 しないようバースト 発 生 率 を 制 限Auger: ϕ < 5°B IG λ coh1/2< nG Mpc 1/2GMFdipole 磁 場 有GMFdipole 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 10 19 eVE 2 (dN/dE)• 宇 宙 線 の 全 エネルギーE CR はもっと 大 きいだろう10 19 eVEdN/dE ∝ E -2 ならば E CR ~ ln(10 12 GeV/GeV)E HECRiso

非 定 常 宇 宙 線 ソースへの 示 唆High Luminosity GRB通 常 のロングガンマ 線 バースト(Waxman 95, Vietri 95)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)Giant AGN Flare10 4-5 yrに 一 回 程 度 ~dayでフレア(Farrar & Gruzinov 08)log(10 19 eVでの1 発 あたりの 宇 宙 線 生 成 量 )KM & Takami, ApJL, 690, L14 (2009)HL GRBLL GRBAGN Flaremagnetar観 測 から 非 定 常 ソースのエナジェティクスを 制 限 できる 方 法 を 示 したAuger 2007 → バースト 一 発 あたりのエネルギーは 結 構 大 きい

UHECRソースが 非 定 常 だったら?• UHECR 観 測 で 一 般 的 にわかること→ 観 測 される 異 方 性 からエナジェティクスなどを 制 限 可 能• しかしUHECR 観 測 のみからソースが 何 かを 検 証 することは 難 しい→ UHECRは 宇 宙 磁 場 で 少 なくとも100 年 から1000 年 は 遅 れる• 従 ってソースで 作 られるニュートリノやガンマ 線 がより 重 要± 0p + γ → π , π + X± ±π → µ + ν+± 0p + p → π , π +±µ( νµ) → e + νe(νe)+ νµνµX0π → 2 γ

話 すこと1. UHECRソースが 非 定 常 なとき、UHECR 観 測 から何 がわかるのか?2. UHECRソースから 放 射 されるニュートリノについて3. UHECRソースから 放 射 されるガンマ 線 について非 定 常 ソースでのUHECR 加 速 を 証 明 する 特 徴 的なシグナル=UHEガンマ 線 の 提 案

• ソースからのニュートリノやガンマ 線 の 計 算ソースとモデルに 依 存1. sources (GRBs, AGNs, magnetars etc.)2. scenarios (int. shocks, ext. shocks etc.)3. model parameters (magnetic field etc.)• ここではGRBを 例 にして 説 明 する(GRBとAGNでシナリオは 似 ていることは 多 い)GRB: KM & Nagataki 06a PRD, 06b PRL, KM et al. 08 PRD, KM 07 PRDAGN: Kotera, Allard, KM et al. 09 ApJ, KM & Takami 10Magnetar: KM, Meszaros, & Zhang 09 PRDCluster: KM, Inoue & Nagataki 08 ApJL, KM, Asano, & Inoue 09 IJMP

光 度ガンマ 線 バーストとは?• 宇 宙 で 最 も 明 るい 爆 発 現 象 (L~10 51-52 ergs s -1 太 陽 の10 18 倍 )• 宇 宙 論 的 距 離 で 起 こっている (~100 億 光 年 程 度 )• 年 間 ~1000 発 程 度 起 きている ( 超 新 星 の3 千 分 の 一 程 度 )• 相 対 論 的 ジェットだと 考 えられている( 生 成 機 構 は 不 明 )• 大 質 量 星 の 最 期 と 関 係 している ( 一 部 に 超 新 星 が 付 随 )変 動 時 間 ~ msPrompt(GRB)ガンマ 線 : ~300 keV継 続 時 間 : ~1-10 3 s10-10 2 s 10 3 -10 4 sAfterglowX 線 、 光 学 、 電 波時 間

内 部 衝 撃 波 ・ 外 部 衝 撃 波 モデルr ~ 10 14 cmr > 10 16 cm中 心エンジン星 間 物 質Lorent FactorΓ>100光 度運 動 エネルギー↓衝 撃 波 を 介 した 散 逸粒 子 加 速 磁 場 増 幅 加 熱時 間

Meszaros (2001)

Prompt Gamma-Ray EmissionAmati et al. (2002)α ~ 1 β ~ 2. 2観 測 されているスペクトルN(ε γ ) ∝ ε γ−α(εε γ,pk )εγ,pk~ 300keVガンマ 線 放 射 ⇔ 衝 撃 波 で 加 速 された 電 子 からのシンクロトロン 放 射衝 撃 波 加 速 理 論 に 従 えば 電 子 だけでなく 陽 子 も 加 速 されるべき

GRBでUHECRUHECRは は 作 れるか?Hillas 条 件 ( 必 要 条 件 )考 慮 すべき 条 件 : t acc < t cool , t dyn , t esc < t coolAcceleration time scaleUHECR 生 成 に 必 要 な 値η~ (1-10)Cooling time scalepγ 反 応 、Bethe-Heitler 反 応 、Inverse-Compton 反 応 も 起 こる→ r~10 14-15 cmであれば、UHE 陽 子 をGRB promptで 作 れるWaxman 95 PRLKM, Ioka, Nagataki, & Nakamura 08 PRD

Meson Spectrum~f pγ E HECRε π2N(ε π)α-1~0pion energy ε π~ 0.2 ε pbreak energy ε πb~ 0.06 Γ 2 /ε γ,pk~ 10 PeVβ-1~1ε πbε πsynα-3~-2.0ε πFor charged mesons → sync. cooling(meson cooling time) ~ (meson life time)→ break energy in neutrino spectraNeutrino Spectrumε ν2N(ε ν)Waxman & Bahcall, PRL (1997)µ±± ±π → µ + νµ( νµ)±→ e + ν ( ν ) + ν ( ν )e e µ µα-1~0β-1~1α-3~-2.0Gamma-Ray Spectrumε γ2N(ε γ)α-1~0β-1~1π 0 → γ + γε νε γε νbε νπsynε γbε γmaxneutrino energy ε ν~ 0.25 ε π ~ 0.05 ε p•ν lower break energy ε νb~ 2.5 PeV•ν higher break energy ε νπsyn~ 25 PeVγ-ray energy ε γ~ 0.5 ε π ~ 0.1 ε p•γ lower break energy ε γb~ 5 PeV•γ maximum energy ε γmax~ 0.1 ε pmax

• 冷 却 過 程 : syn., IC, ad., BH, pγ, pp, (photodis.)★ 最 大 エネルギーの 決 定(acc. time ~ ε p /eBc) < (cooling time), (dyn. time) + Hillas★mesonの 冷 却 も 考 慮t cool < t decay のとき 重 要Calculation of High-Energy Emission• Input加 速 陽 子 : N(ε p )∝ε p-pexp(-ε/ε pmax), p~2標 的 光 子 : 観 測 されているスペクトルパラメータ: 磁 場 B、サイズ r(e.g., KM 2007, PRD, 76, 123001; 2008, PRD(R), 78, 101302)• Meson 生 成 反 応 (pγ and pp)(experimental data, Geant4, and SIBYLL)★ 非 共 鳴 の 効 果 も 考 慮標 的 光 子 のスペクトルがハードなとき 効 く

GRB Neutrinos100 億 光 年 で 起 きるGRB1 発 に 対 しµイベントは

The Cumulative Neutrino BackgroundGRB promptやmagnetarなどいくつかのシナリオは 将 来 検 証 可 能• GRB prompt (Waxman & Bahcall 97 PRL, KM et al. 06 ApJL)• AGN jet (flare/non-flare), Cluster of galaxies (e.g., KM et al. 08ApJL)• Newly born fast rotating magnetar (KM, Meszaros, & Zhang 09 PRD)

話 すこと1. UHECRソースが 非 定 常 なとき、UHECR 観 測 から何 がわかるのか?2. UHECRソースから 放 射 されるニュートリノについて3. UHECRソースから 放 射 されるガンマ 線 について非 定 常 ソースでのUHECR 加 速 を 証 明 する 特 徴 的なシグナル=UHEガンマ 線 の 提 案

UHEニュートリノ 検 出 のデメリット• UHECR 加 速 の 証 明 ⇔ Eν ~ 0.05Ep ~ 5 EeV (Ep/10 20 eV)シンクロトロンでπ ± は 崩 壊 前 に 冷 却 する• IceCubeの 得 意 な 範 囲 TeV-100 PeV → >10 PeVは 難そもそもEeVでニュートリノ 出 すモデルは 検 証 が 難 しいtaken from IceCube homepage個 々のバーストからの 検 出 は 相 当 明 るくて 近 いものでない 限 り 難しかも 近 傍 GRBは 暗 い 傾 向 (GRB 060218)→30Mpcより 遠 いと 難

ガンマ 線KM 2009 PRLτ γγ =1• 10 GeV-10 PeVガンマ 線 はソースから 逃 げられない→ソース 内 でカスケードしてGeV 以 下 のガンマ 線 になる電 子 等 でも 作 れる UHECR 加 速 の 強 い 証 拠 ではない• 超 高 エネルギーガンマ 線 はソースから 逃 げられるEγ ~ 0.1Ep ~ 10 EeV (Ep/10 20 eV) ⇔ UHECR 加 速 の 証 明

宇 宙 空 間 での 平 均 自 由 行 程 ・エネルギー 損 失 長電 波 背 景 放 射 の 不 定 性• 100TeVからEeVのガンマ 線 はMpcも 伝 播 できない•>10 EeVのUHEガンマ 線 なら> 数 Mpc 伝 播 可 能

カスケードを 考 慮 したUHEUHEガンマ 線 のスペクトル超 高 エネルギーでのカスケード:Deep Klein-Nishina 領 域→ エネルギーを 近 似 的 に 保 ってγ→e→γ→…を 繰 り 返 す→ 実 効 的 なエネルギー 損 失 長 は 約 1 桁 長 い(~10-100 Mpc)KM, PRL, 103,081101 (2009)やや 暗 いGRBの 例L γ ~10 48 erg/s( 近 傍 のGRBは 暗 い)E p2 (dN CR /dE p ) = 10 50.5 ergthick: 電 波 背 景 放 射 なしthin: 電 波 背 景 放 射 最 大~10 3.5 km 2 (PAO):D

非 定 常 ソースのまとめ• UHECR 観 測 よりバースト1 発 あたりで 作 られる 宇 宙 線 エネルギーは10 50 erg 以 上 と 見 積 もられる• さまざまなソースからのニュートリノ 放 射 の 計 算 、 一 部 は 将 来 のニュートリノ 観 測 で 検 証 可 能• もし 近 傍 100Mpc 以 内 でバーストが 起 きれば、UHEガンマ 線 の 検 出の 方 がニュートリノ 検 出 よりも 検 出 が 容 易• 光 速 度 不 変 の 検 証 に 使 える (c’=c(E/ζ n E pl ) n )GRB090510による 制 限 の 約 千 倍 強 い 制 限 が 可 能(Abdo et al. 09 Science: ζ 1 > 1.22, ζ 2 > 10 -8.5 )• よくわかっていない 電 波 背 景 放 射 や 宇 宙 磁 場 への 制 限 が 可 能• 定 常 ソースにも 応 用 可 : Cen A- 最 も 近 傍 の 電 波 銀 河 (~3.8Mpc)CenAがUHE 陽 子 源 であるかを 将 来 のUHECR 観 測 で 検 証 可 能

UHECRが 重 い 原 子 核 の 場 合マスタ サブタイトルの 書 式 設 定38

Importance of γ & ν Observations• Fe:photodisintegrated at the energy of the GZK cutoff(A+γ→(A-1)+n/p) → spectrum cannot tell us p or Fe• Fe: deflected by ~10゜ due to the magnetic field→ difficulty in using positional correlationsAllard+ 05FepTakami & Sato 2009

Questions1. When UHECRs are heavy nuclei, what are thenecessary conditions?2. When UHECRs are heavy nuclei, can weexpect detection of high-energy neutrinos?3. When UHECRs are heavy nuclei, what is thesmoking gun to prove nuclei acceleration?

Conditions for UHE Nuclei Sources• Hillas conditionE < ZeBrβE=10 20 eV → L B ≡ε B L> 10 42.5 erg/s (Z/26) -2 Γ 2 β -1Much dimmer sources are allowed as UHECR sources• Survival for photodisintegration (τ Aγ ~n γ σ Aγ (r/Γ) < 1)photon and matter density should be small enough• One can build scenarios where UHECRs can surviveGRBAGNclusters(KM, Ioka, Nagataki, & Nakamura 08 PRD, Wang+ 08 ApJ)(Pe’er, KM, & Meszaros 09 PRD)(Inoue+ 07, Kotera, Allard, KM et al. 09, ApJ)

Fe 生 存 の 可 能 性←GRBの 例十 分 外 側 ( 右 の 例 ではr>10 15.5 cm)でFeはUHEまで 加 速 可 能 かつ 生 存(KM et al. 08 PRD, Wang+ 08 ApJ)AGNの 場 合(e.g., Peer, KM, Meszaros 09 PRD)• 典 型 的 なblazarではr>pcでないと 鉄 は 壊 れる• kpcジェット、 電 波 ローブでは 問 題 なし、 銀 河 団 中 だと 厳 しくなる

Questions1. When UHECRs are heavy nuclei, what are thenecessary conditions?2. When UHECRs are heavy nuclei, can weexpect detection of high-energy neutrinos?3. When UHECRs are heavy nuclei, what is thesmoking gun to prove nuclei acceleration?

Neutrino Limits from UHECR SourcesWaxman-Bahcall bounds (Waxman & Bahcall 98 PRD)reasonable bounds of cumulative νs from UHECR sourcesassumption: UHECR spectrum N(ε p ) ∝ε p-2meson production efficiency f pγ (< 1) → 1 “formal” limit(f pγ ~ 0.2 n γ σ pγ (r/Γ))ν flux ε ν2 N (ε ν ) ~ 0.25 f pγ ε p2N(ε p )→ (1-4)×10 -8 GeV cm -2 s -1 sr -1→ ~ 100 events/yr by IceCubeMost theoretical predictions lieunder WB landmarks

Landmarks from UHE Nuclei SourcesNucleus-survival requirement τ Aγ < 1res. approx. → f mes ~ (0.2/A) n γ A σ pγ (r/Γ) ~ τ Aγ (0.2 σ pγ /σ Aγ ) < 10 -3KM & Beacom PRD (2010)τ Aγ < 1If nuclei survive in all the sources and when the res. approx. is valid,detections of photomeson νs from UHECR sources may be difficult

Landmarks from UHE Nuclei Sourcesτ Aγ < 1 may be too strongf Ag = κ Aγ τ Aγ ~ (1/A) τ Aγ < 1 would be more conservativeKM & Beacom PRD (2010)f Aγ < 1Not applicable to hadronuclear νs (e.g., KM+ 08 ApJL for νs from clusters)

Questions1. When UHECRs are heavy nuclei, what are thenecessary conditions?2. When UHECRs are heavy nuclei, can weexpect detection of high-energy neutrinos?3. When UHECRs are heavy nuclei, what is thesmoking gun to prove nuclei acceleration?

How about γ Rays?• When disintegration (A+γ→(A-1)+n/p) loss is notimportant in the source, it is difficult to see νs andUHE γs from UHECR sources (KM & Beacom 2010 PRD)• Hadronic GeV-TeV γ rays?merit: When UHE Fe survive, electromagneticcascades in the source can be neglectedσ Feγ ~ 8 X 10 -26 cm 2 ~ σ γγ ~ 0.1 σ T ~ 7 X 10 -26 cm 2(KM, Ioka, Nagataki, & Nakamura 08 PRD)τ γγ ~τ Feγ → radiation processes in the source can be seen• Then, is it possible to observe hadronic γ rays(π 0 -decay γ rays, nucleus-synchrotron)?

But… two difficulties in detections of hadronic γ rays1. 100TeV-EeV photons interact with the cosmicbackground radiation via pair creationcascades → difficulty in direct detections of π 0 photons2. Difficulty in proving nuclei accelerationπ 0 -decay γ rays are similarly generated from pp-synchrotron easily hinders nucleus-synchrotron

We want to find UHECR sources even if UHECRs are nucleiBut…• Cosmic-ray obs.nuclei are easily deflectedby cosmic magnetic fields• Neutrino obs.neutrino flux is smallKM & Beacom 10• Gamma-ray obs.Escaping π 0 photons are attenuated by cosmic radiation fieldsnucleus-syn. emission is easily masked by leptonic emissionEven if detected, signals are not unique for nuclei acceleratorsThey seem disappointing… Is it really hopeless?→ No!We found potentially critical signals, which give us hope

The 3 rd Process: De-Excitation Process• Excited at photodisintegration→ successive γ-ray emission at de-excitationNew! - not considered for extragalactic sources• around the resonance: A + γ → (A-1)* + p/n(A-1)* → A-1 + γ• Many excited states → difficulty of veryquantitative calculations (but not necessary)• From experimental dataE deex ~1-5 MeV, multiplicity ~ 1-3• Here, E deex =2.5 MeV, multiplicity=2 are adopted

Photodisintegration TeV-PeVγ Rays• Typical Fe energy: E Fe,GDR ~ 5 X 10 16 eV Γ 12 (1 keV/ε)→ E γ ~ (E Fe,GDR /m A ) E deex ~ 3 TeVNearby low-luminosity GRB(like GRB 060218)E HECR ~10 50.5 ergD=100 Mpcp 50 % Fe 50 %KM & Beacom arXiv:1002.3980CR-syn.de-ex.(cascaded)de-ex.(direct)e-SSCpγ−π 0(cascaded)pγ−π 0(direct)Power-law spectrum reflecting the target photon spectrumCharacteristic of UHE nuclei and important at TeV-100TeV

Can we identify de-excitation signals?↓Yes, possible (but depends on source models and parameters…)• We can discern between hadronic and leptonic signals by spectraInternal cascade making both the signals similar are not relevant• There is possibility that de-excitation signals dominateIn our case, Klein-Nishina is important at ε KN ~Γγ m m e c 2 ~50GeV(If KN is absent, the SSC peak is around εSCb ~2γ m2 ε b ~TeV)In our case, Y noKN ~1 leads to SSC fluence at TeV of ~10 -8 erg/cm 2ν F ν e-sync.p-sync.Y KNν 2-α ν 2-β ν 2-α ν α−pSSCY noKNν 1+α−pν (3-p)/2 de-ex.ν 1+β−p ν 1-β−pE bdeexπ 0 -gammaα~1β~2p~2µ +- -ind. e-sync.ε bε KNε bSC

原 子 核 ソースのまとめ• UHECRが 重 い 原 子 核 だとソースとしていろいろな 可 能 性 が 考 えられる。 宇 宙 磁 場 のせいでソースの 同 定 も 容 易 ではない。• ニュートリノも 検 出 することは 難 しくなるだろう• もし 近 傍 100Mpc 以 内 でバーストが 起 きれば、カスケードされない 脱励 起 ガンマ 線 が 原 子 核 加 速 特 有 のプローブとして 使 える 可 能 性• カスケード 成 分 はπ 0 ガンマ 線 起 源 が 支 配 的 だが、 磁 場 が10 -16 G 以下 でない 限 り 検 出 は 不 可 能• カスケード 成 分 が 仮 に 受 かると、カスケードされない 成 分 とはライトカーブから 区 別 可 能 (KM et al. 08 ApJL, KM et al. 09 MNRAS)• Cen A- 最 も 近 傍 の 電 波 銀 河 (~3.8Mpc)全 てのUHECRがCenAからやってくるという 極 端 なシナリオを 将 来のCTAで 検 証 可 能 かも

まとめソースが 非 定 常 の 場 合 、 組 成 が 重 い 原 子 核 の 場 合 を 考 察• ソースが 非 定 常 な 場 合UHECR 観 測 からエナジェティクスが 制 限 できることを 示 したGRB、AGN、マグネターからのニュートリノやガンマを 計 算UHEガンマ 線 がプローブとして 重 要 である 可 能 性 を 示 した• 組 成 が 重 い 原 子 核 の 場 合GRBやAGNでも 原 子 核 が 生 き 残 る 場 合 があることを 示 した生 き 残 りの 条 件 が 満 たされるとき、Aγニュートリノは 検 出 難脱 励 起 ガンマ 線 がプローブとして 重 要 である 可 能 性 を 示 したUHECR 源 解 明 には 多 波 長 全 粒 子 観 測 の 有 効 活 用 が 必 須特 にガンマ 線 観 測 とLHCの 結 果 を 踏 まえた 組 成 決 定 重 要