恒星の中心に蓄積された鉄を光速に近い速度で打ち出す謎のイベントで生み出されたと推定される超高エネルギー宇宙線(UHECR)の一種アマテラス。早速発生源探しが始まった。以下、機械翻訳。
アマテラスの粒子はどこから来たのか?
要約
テレスコープアレイコラボレーションは最近、宇宙線粒子「アマテラス」の検出を報告しました。
2.4×10^20 eVという非常に高いエネルギー。 ここでは、その考えられる電荷とその生成場所を調査します。 一次鉄核またはわずかに剥ぎ取られた破片として解釈されるこのイベントは、既存の概念によく適合します。
UHECR の組成とスペクトルのパラダイム。 銀河の磁気に関する最新のモデリングを使用
場の強さと構造、そして不確実性を考慮して、それが発生する可能性のある体積を特定します。
起源となった。 音源方向の位置不確実性は 4π の 6.6%、つまり 2726 deg2 であると推定されます。
磁気偏向の不確実性と実験のエネルギーの不確実性は、ほぼ同等に影響します。
ローカリゼーションの不確実性。 最大光源距離は 8 ～ 50 Mpc で、その範囲は不確実性を反映します。
エネルギーの割り当てについて。 イベントの位置特定領域を示す空図を提供し、重ね合わせます
さまざまな種類の銀河の位置。 強力な電波銀河の中に候補源はありません。 アン
AGN または星形成銀河が起源である可能性は低いですが、より正確な分析がなければ完全に除外することはできません。
エネルギーの決定。 最も単純な選択肢は、アマテラスが一時的な出来事で創造されたというものです。
それ以外は特に区別のない銀河。
1. はじめに
最近では、テレスコープ アレイ (TA) とのコラボレーションが行われました。
によって引き起こされた空気シャワーの検出を報告しました。
推定エネルギーを持つ宇宙線粒子
E = (2.44±0.29(stat.)^+0.51-0.76 (syst.))× 10^20 eV
2.44±0.29(統計値)+0.51 −0.76(標準値) × 10^20 eV (アッバスジ)他。 2024年）。
到着方向は (RA,Dec) = (255.9±0.6、16.1±0.5)赤道座標でした。
、または銀河座標では (ℓ,b) = (36.2, 30.9)◦。 TAコラボではイベント名を「アマテラス」と名付けました。
名目上の復興エネルギーでのアマテラスイベント
は、有名なフライアイ現象に次いでこれまでに記録された 2 番目にエネルギーの高い粒子です (E = (3.2±0.9(tot.)) ×10^20 eV) (Bird et al. 1995)。 他の2人はとても元気です
アマテラス粒子の 1 標準偏差 (総エネルギーの不確かさ) 以内のイベントは、ピエール・オージェ共同研究によって以前に報告されています (Abreu et al. 2022;
アブドゥル・ハリムら。 2023年）。
このメモの目的は、距離と距離を特徴づけることです。
報告されているエネルギーと超高エネルギー宇宙線についてわかっていることに基づいて、アマテラスの源の方向を推定する
(UHECR) 一般に、エネルギースペクトルと質量組成の以前の測定から得られます。
空気シャワーが鉄核によって開始されたと仮定すると (次のセクションの議論を参照)、名目エネルギー
アマテラスイベントの推定値は Enom = (2.12±0.25) × 10^20 eV
解像度効果 (-3%) と重原色 (-10%) の引用された補正を含む 。 考慮に入れて
20% の系統的なエネルギースケールの不確実性を考慮する
テレスコープ アレイ、保守的なエネルギー推定値は Elow = (1.64±0.19)×10^20eV。 両方のケースで引用された不確実性
これは、地上での粒子密度の測定における統計誤差によるものです。
段階的に分析に取り組みます。 セクションで 2 音源距離における同時確率分布を調査し、
銀河に到達したときの UHECR の剛性、それぞれの
元の UHECR は鉄原子核であるという仮説に基づいたエネルギー割り当て、Enom と Elow。 と
この情報については、セクションを参照してください。 3 音源距離の確率分布を求めます。 各剛性値については、セクション 1 で説明します。 4
私たちは、銀河の磁場を通して到着する UHECR を追跡し、発生源の方向を見つけます。
コヒーレントと乱流の偏向による不確実性
銀河磁場 (GMF)。 剛性分布を積分することで、位置の不確実性がわかります。
粒子の。 このように準備されました。 5 調査します
ソースボリューム内にある銀河。 セクション6.で結論を述べます。
図 1. 56 26Fe として発生する UHECR の銀河系外光子場を均一な距離で伝播するシミュレーション
分布と発生源での E-1 エネルギー スペクトル (カットオフなし)。 左: 注入された剛性とソース距離の関係。 各点はフラグメントを表します
アマテラス粒子と同様のエネルギーで地球に到達する鉄の原子核。 各ポイントの透明度は、
エネルギーが Elow になるように再構築される可能性があります。 地球に到達する破片の粒子の種類を色で表示します。 右：剛性
地球に到達する破片の分布。 線はヒストグラムにガウス近似されます。 ヒストグラムのエントリは、次の基準に従って重み付けされます。
TA イベントの測定されたエネルギーからの偏差、wE。 これらのプロットは、アマテラス粒子の低エネルギー スケールのものです。
2. 粒子剛性
相対論的荷電粒子の磁気相互作用はその剛性に依存し、正確に言えば、原子核の光解離の重い断片は親と同じ剛性を持ちます。 これが「ピーターズ サイクル」を刺激します（ピーターズ
1961) 破砕陽子を除くすべての原子核が存在するアンザッツ
剛性の観点から表現すると共通のスペクトルを持ちますが、正規化が異なるだけです。 標準的な選択
指数関数的なカットオフを持つべき乗則の剛性スペクトルです。
R−γ exp(−R/Rmax)。
観察されたスペクトルの優れた説明と
の範囲で最大の剛性があれば、超高エネルギーの銀河系外宇宙線の組成が得られます。
広い範囲で 1018.5 < Rmax/V < 1018.7 を想定
純粋なピータースサイクルまたは修正された仮定を含む仮定
光核またはハドロン相互作用を伴うシナリオ
ソース環境 (例: Aab et al. 2017; Unger et al. 2017 を参照)
2015年; ムジオら。 2022、 、それぞれ）。 これで Rmax が与えられると、
範囲内では、アクセルは十分に強力で、
鉄原子核（Z=26）であればアマテラス粒子のスペクトル、
たとえば、exp(−Enom/(26×1018.7V)) = 0.151 であるため、TA によって検出された空気シャワーは、
陽子、まったく新しい加速メカニズムが必要です
呼び出された。 一方で、このイベントは、
キム氏が報告したエネルギースペクトルの端の超高エネルギー
他。 (2023) そして、これらのエネルギーでの TA フラックスは良好であるため、
鉄核によって説明されます (Unger et al. 2015 の図 8 を参照)。
粒子の性質に関する最小限の仮定は、
UHE の宇宙線束の大部分からの鉄原子核。
したがって、我々は、線源に注入された鉄核に焦点を当てます。
アマテラスの最も有力な起源。
次に、初期の距離と剛性を制約します。
観測されたアマテラスに進化した鉄宇宙線
地球で検出された粒子。 音源の距離によって何が制限されるか
銀河系外の天体が発生源の候補であり、
銀河のたわみを考慮するには剛性が必要です
磁場が発生源の方向に戻る。 距離と剛性の分布を決定するために、シミュレーションを行います。
宇宙マイクロ波背景放射による、鉄原子核として発生する UHECR の伝播
および銀河系外の背景光 (Gilmore et al. 2012)
CRPROPA3 との併用 (Alves Batista et al. 2016)。 私たちが生成した
距離とエネルギースペクトルが均一なイベント
∝ E−1 – UHECR の近似スペクトル指数
組み合わせたスペクトルと組成データから推定されるソース。
図 1 の左側のパネルは、ソースの散布図を示しています。
E⊕ = Elow のエネルギーで地球に到達するイベントの距離と初期剛性 (= 初期エネルギー/26) (Enom の対応するプロットは似ていますが、範囲が狭くなります)
距離的には）。 ポイントの不透明度は次のように比例します。
wE ≡ exp[−1 2((E⊕ −Eb)/σ^ )2]、つまり、シミュレーションされたエネルギーが与えられた場合に Eb を再構成するガウス確率に比例します。
E
地球における ⊕ 、および測定の不確かさ σ ^ 。 権利
図 1 のパネルは、左側の光源距離の投影です。
各質量の剛性のヒストグラムを表示するパネル
グループ。
2 番目の重み wR ≡ exp(−R/Rmax) をモデルに含めます。
注入された剛性分布は、テールのほとんどを抑制します。
特定の観測エネルギーが与えられた場合の低質量フラグメント。 の
(Unger et al. 2015) の鉄一次成分による TA データの当てはめでは、公称エネルギー スケールの Rmax = 1018.7 V が示唆されています。 のために
低エネルギースケールでは Rmax = 1018.6 V を使用します。
図 2 は種の対数の分布を示しています。
wE · wR で重み付けされた、観察されたイベントの硬直性、
2 つのエネルギースケールの場合。 電荷グループごとの分数
(7 < Z ≤ 10、10 < Z ≤ 15、15 < Z ≤ 20、20 < Z ≤ 25、Fe)
UHECR を検出。最大剛性 lgRmax/V = 18.7 および 18.6 のソースで注入された鉄の場合、以下と互換性があります。
名目上の低エネルギースケールでのアマテラス粒子は、
(0、2.4、13.4、50.7、33.4)%および(0.4、2.4、15.6、48.1、33.3)%、
それぞれ、それらの平均と標準偏差は次のとおりです。
lg(R/V) = 18.94±0.07 および 18.83±0.07、(1)
それぞれ公称および低エネルギースケールの場合。
図 2. 地球におけるイベント剛性の分布（互換性あり）
公称および低エネルギースケールで検出されたエネルギー。
図3 地球に到達する鉄片の飛来距離
エネルギーはプロットの x 軸に示されています。 正規化された
距離ビンごとのフラグメントの数はカラー スケールで示されます。
アマテラスの名目上の低エネルギー（中央の太い線）
粒子、および統計的再構成の 1 標準偏差
不確実性（破線）が重ねて表示されます。 その距離、
到着するフラグメントの相対数は、
距離ゼロでの値は黒線で表示されます。
図 4. Unger & Farrar (2023) による 8 つの GMF モデルのバリエーションについて、銀河の端まで遡った到着方向の密度。
公称エネルギースケールと低エネルギースケールの結果は、それぞれ左列と右列に示されています。 銀河座標を使用します。
銀河の中心が原点であり、経度は左に向かって増加します。 計測されたアマテラス粒子の到来方向を示す
青い十字架のように。 参考までに、Jansson & Farrar (2012a) のコヒーレント フィールドにおけるバックトラックされた方向は、
一番上の行。 すべてのパネルにおいて、磁場は規則的な成分 (B) と乱流成分 (b) の重ね合わせです。 上の行は特定の 1 つを示しています
乱流場の実現 (nb = 1)。 中段と下の行は、b の 35 の異なる実現の結果の重ね合わせを示しています。
(注 = 35)。 上部と中央のパネルは固定剛性 (式 (1) で与えられる平均値) で計算され、下部の行は完全な剛性に対するものです。
剛性の分布、参照。 図 2. 色付きの等高線は、各 GMF モデルの 68% CL 凸包を示します。
(a) D = 125 Mpc までの銀河の分布。 下のパネル (b) ～ (e) でズームされた領域は黒い四角形で示されます。
図 5. 銀河座標における源位置特定領域と比較するための、さまざまな距離内の銀河。 上部パネルに表示されるのは、
距離 150 Mpc までのすべての銀河、他のプロットには減衰地平線までの銀河が含まれ、剛性に応じて D0.1
仮定される粒子エネルギーに対応します。示されている Eq.1 の粒子エネルギーを参照してください。 バックトラックされた粒子の分布の等高線は次のとおりです。
ρ = 0.05 で青で示されています。式 1 を参照してください。 (2)。 異なる色は、2MASS 調査からの銀河 (灰色)、局所ボリューム内の銀河、
D < 11 Mpc (オレンジ)、AGN (赤)、電波銀河 (黒)、スターバースト銀河 (緑)。
6. 要約と結論
私たちは、その可能性のある組成と起源を研究しました。
UHECR イベント「アマテラス」、テレスコープアレイ共同研究により最近報告された (Abbasi et al. 2024)。 私たちはそれを発見しました
アマテラスは、UHECR の組成とスペクトルに関する既存の蓄積された理解にうまく適合します。
鉄の核またはその断片。 対照的に、識別することは、
陽子または光核としてのアマテラスは、次のことを要求します。
まったく新しいソースクラスによって生成されます。 採用
したがって、中間または
重い原子核を使用し、Abbasi et al. によって与えられた対応するエネルギー割り当ての処方に従います。 (2024)、粒子の 2 つのエネルギーを考慮しました。
Enom のエネルギー = (2.12±0.25) × 10^20 eV および 1σsyst。 より低い
Elow = (1.64±0.19)×10^20 eV。 このエネルギー範囲でのイベントの検出は、蓄積されたエネルギーを考慮すると自然であり、予想されることですらあります。
すでにスペクトルを外挿したことに基づく TA の曝露
TA によって報告されました。 Kimらの図4を参照。 （2023年）。
銀河系外との相互作用を考慮して
地球に向かう途中の背景光と、アマトエラスが鉄核として発生したと仮定すると、それは距離が8Mpc以内、または最大で800万個以内の源によって生成されたと結論付けます。
エネルギーに応じて 50 Mpc。 約3分の1の時間
元の核は無傷で残り、約半分の確率で
地球到着時の充電量は 20 ～ 25 の範囲です。 ただの
数パーセントのケースは Z ≤ 15 で到着します。
私たちは銀河の磁気を通ってアマテラスを後戻りしました
フィールドを使用して、ソースの可能性が最も高いドメインを特定します。 私たちは一緒に、8 × 35 の異なる GMF 実現を使用しました。
UF23 スイートの 8 つのコヒーレント GMF モデルについて (Unger &
Farrar 2023)、彼らのアンサンブルの範囲は次のとおりです。
大規模な銀河領域における不確実性。 それぞれに追加
コヒーレント GMF モデルのうちの 1 つは 35 の異なるランダムなモデルのうちの 1 つでした
場の実現、その場の強さはプランクによって与えられます。
JF12 ランダムフィールドの調整 (Adam et al. 2016)。 を取る
フィールドモデルとアマテラスの剛性を結合すると、
各エネルギーのソースの保守的な角度軌跡
割り当て。 ソース距離制約と組み合わせると、
私たちは、各 Amaterasu エネルギー割り当てに対して最も可能性の高い発生源ボリュームを特定します。
最後に、十分に強力なカタログを調べます。
電波銀河、Swift-BAT AGN、スターバースト銀河、
一般的な銀河、私たちはこれらの銀河タイプのうちどれが可能かを評価します。
アマテラスを生み出しました。 「通常の」ものはどれも存在しないことがわかりました。
非一時的 UHECR 加速器候補の中の「容疑者」は、納得のいく説明を提供します。
局在範囲内に十分なパワーを持つ電波銀河が存在しない
エネルギーが 2σstat でない限り、体積。 エロウ以下。 さらに
この場合、地平線が非常に大きいため、ソースボリュームにいくつかの電波銀河候補が現れますが、それらの合計は
UHECR フラックス プロキシは、
空の残りの部分。 同様に、この最も低いエネルギーに対してのみ、
割り当ての候補となる Swift-BAT AGN はありますか、および
これらも、総フラックスプロキシが小さいため非推奨になります。
空の残りの部分にある Swift-BAT AGN との相対値。
UHECR アクセラレータをホストする 3 番目の人気のある候補は、
スターバースト銀河。 SBG が主な関心事となっているのは、
GRB は、巨大な若い星の崩壊によって生じるため、
SGB ではそのレートが向上します。 ただし、SBG も
この分析により、Amaterasu の可能性のあるソースとしては非推奨になりました。 SBG は最高のエネルギー割り当てに対してのみ存在します。
(かろうじて) ローカリゼーション ドメインでは、単一の GMF モデルの場合、
そして、その磁束プロキシは、局所化領域外の SBG の磁束プロキシのわずか 5% です。
アマテラスの最も分かりやすい説明
それは他の普通の銀河の過渡現象によって生成されたものと思われます。 いくつかのタイプのトランジェントが見つかりました
通常の銀河では、潮汐破壊現象 (Farrar & Gruzinov 2009)、若いマグネタール (Blasi et al. 2000; Arons 2003)、および中性子星ブラック ホール (またはおそらく連星中性子) でのジェット形成の可能性など、考慮に値します。
スター）合併。 フィトゥッシも同様の結論に達しました。
他。 (2020)、名目上の 320 EeV は「Fly's」であると考えています。
恒星の過渡現象からの鉄原子核への「目」イベント。4
私たちの取り組みは、十分に測定された単一の高エネルギーイベントの力と、
理論的根拠に基づいて組成を測定または推定する、
個人の高エネルギー源の可能性を制限するため
UHECR。 TA エネルギー校正の将来の分析により、
アマテラスのエネルギーをより正確に捉えることができるようになり、
そうすれば、この単一のイベントの価値はさらに高まります。 たとえば、エネルギー割り当てが現在の公称値よりも十分に削減された場合、SBG は次のようになります。
可能性のあるソースとして除外されますが、下限が
エネルギーは明らかに 130 EeV を超えていることがわかります。
銀河と Swift-BAT AGN は除外される可能性があります。
アマテラスの粒子はどこから来たのか?
要約
テレスコープアレイコラボレーションは最近、宇宙線粒子「アマテラス」の検出を報告しました。
2.4×10^20 eVという非常に高いエネルギー。 ここでは、その考えられる電荷とその生成場所を調査します。 一次鉄核またはわずかに剥ぎ取られた破片として解釈されるこのイベントは、既存の概念によく適合します。
UHECR の組成とスペクトルのパラダイム。 銀河の磁気に関する最新のモデリングを使用
場の強さと構造、そして不確実性を考慮して、それが発生する可能性のある体積を特定します。
起源となった。 音源方向の位置不確実性は 4π の 6.6%、つまり 2726 deg2 であると推定されます。
磁気偏向の不確実性と実験のエネルギーの不確実性は、ほぼ同等に影響します。
ローカリゼーションの不確実性。 最大光源距離は 8 ～ 50 Mpc で、その範囲は不確実性を反映します。
エネルギーの割り当てについて。 イベントの位置特定領域を示す空図を提供し、重ね合わせます
さまざまな種類の銀河の位置。 強力な電波銀河の中に候補源はありません。 アン
AGN または星形成銀河が起源である可能性は低いですが、より正確な分析がなければ完全に除外することはできません。
エネルギーの決定。 最も単純な選択肢は、アマテラスが一時的な出来事で創造されたというものです。
それ以外は特に区別のない銀河。
1. はじめに
最近では、テレスコープ アレイ (TA) とのコラボレーションが行われました。
によって引き起こされた空気シャワーの検出を報告しました。
推定エネルギーを持つ宇宙線粒子
E = (2.44±0.29(stat.)^+0.51-0.76 (syst.))× 10^20 eV
2.44±0.29(統計値)+0.51 −0.76(標準値) × 10^20 eV (アッバスジ)他。 2024年）。
到着方向は (RA,Dec) = (255.9±0.6、16.1±0.5)赤道座標でした。
、または銀河座標では (ℓ,b) = (36.2, 30.9)◦。 TAコラボではイベント名を「アマテラス」と名付けました。
名目上の復興エネルギーでのアマテラスイベント
は、有名なフライアイ現象に次いでこれまでに記録された 2 番目にエネルギーの高い粒子です (E = (3.2±0.9(tot.)) ×10^20 eV) (Bird et al. 1995)。 他の2人はとても元気です
アマテラス粒子の 1 標準偏差 (総エネルギーの不確かさ) 以内のイベントは、ピエール・オージェ共同研究によって以前に報告されています (Abreu et al. 2022;
アブドゥル・ハリムら。 2023年）。
このメモの目的は、距離と距離を特徴づけることです。
報告されているエネルギーと超高エネルギー宇宙線についてわかっていることに基づいて、アマテラスの源の方向を推定する
(UHECR) 一般に、エネルギースペクトルと質量組成の以前の測定から得られます。
空気シャワーが鉄核によって開始されたと仮定すると (次のセクションの議論を参照)、名目エネルギー
アマテラスイベントの推定値は Enom = (2.12±0.25) × 10^20 eV
解像度効果 (-3%) と重原色 (-10%) の引用された補正を含む 。 考慮に入れて
20% の系統的なエネルギースケールの不確実性を考慮する
テレスコープ アレイ、保守的なエネルギー推定値は Elow = (1.64±0.19)×10^20eV。 両方のケースで引用された不確実性
これは、地上での粒子密度の測定における統計誤差によるものです。
段階的に分析に取り組みます。 セクションで 2 音源距離における同時確率分布を調査し、
銀河に到達したときの UHECR の剛性、それぞれの
元の UHECR は鉄原子核であるという仮説に基づいたエネルギー割り当て、Enom と Elow。 と
この情報については、セクションを参照してください。 3 音源距離の確率分布を求めます。 各剛性値については、セクション 1 で説明します。 4
私たちは、銀河の磁場を通して到着する UHECR を追跡し、発生源の方向を見つけます。
コヒーレントと乱流の偏向による不確実性
銀河磁場 (GMF)。 剛性分布を積分することで、位置の不確実性がわかります。
粒子の。 このように準備されました。 5 調査します
ソースボリューム内にある銀河。 セクション6.で結論を述べます。
図 1. 56 26Fe として発生する UHECR の銀河系外光子場を均一な距離で伝播するシミュレーション
分布と発生源での E-1 エネルギー スペクトル (カットオフなし)。 左: 注入された剛性とソース距離の関係。 各点はフラグメントを表します
アマテラス粒子と同様のエネルギーで地球に到達する鉄の原子核。 各ポイントの透明度は、
エネルギーが Elow になるように再構築される可能性があります。 地球に到達する破片の粒子の種類を色で表示します。 右：剛性
地球に到達する破片の分布。 線はヒストグラムにガウス近似されます。 ヒストグラムのエントリは、次の基準に従って重み付けされます。
TA イベントの測定されたエネルギーからの偏差、wE。 これらのプロットは、アマテラス粒子の低エネルギー スケールのものです。
2. 粒子剛性
相対論的荷電粒子の磁気相互作用はその剛性に依存し、正確に言えば、原子核の光解離の重い断片は親と同じ剛性を持ちます。 これが「ピーターズ サイクル」を刺激します（ピーターズ
1961) 破砕陽子を除くすべての原子核が存在するアンザッツ
剛性の観点から表現すると共通のスペクトルを持ちますが、正規化が異なるだけです。 標準的な選択
指数関数的なカットオフを持つべき乗則の剛性スペクトルです。
R−γ exp(−R/Rmax)。
観察されたスペクトルの優れた説明と
の範囲で最大の剛性があれば、超高エネルギーの銀河系外宇宙線の組成が得られます。
広い範囲で 1018.5 < Rmax/V < 1018.7 を想定
純粋なピータースサイクルまたは修正された仮定を含む仮定
光核またはハドロン相互作用を伴うシナリオ
ソース環境 (例: Aab et al. 2017; Unger et al. 2017 を参照)
2015年; ムジオら。 2022、 、それぞれ）。 これで Rmax が与えられると、
範囲内では、アクセルは十分に強力で、
鉄原子核（Z=26）であればアマテラス粒子のスペクトル、
たとえば、exp(−Enom/(26×1018.7V)) = 0.151 であるため、TA によって検出された空気シャワーは、
陽子、まったく新しい加速メカニズムが必要です
呼び出された。 一方で、このイベントは、
キム氏が報告したエネルギースペクトルの端の超高エネルギー
他。 (2023) そして、これらのエネルギーでの TA フラックスは良好であるため、
鉄核によって説明されます (Unger et al. 2015 の図 8 を参照)。
粒子の性質に関する最小限の仮定は、
UHE の宇宙線束の大部分からの鉄原子核。
したがって、我々は、線源に注入された鉄核に焦点を当てます。
アマテラスの最も有力な起源。
次に、初期の距離と剛性を制約します。
観測されたアマテラスに進化した鉄宇宙線
地球で検出された粒子。 音源の距離によって何が制限されるか
銀河系外の天体が発生源の候補であり、
銀河のたわみを考慮するには剛性が必要です
磁場が発生源の方向に戻る。 距離と剛性の分布を決定するために、シミュレーションを行います。
宇宙マイクロ波背景放射による、鉄原子核として発生する UHECR の伝播
および銀河系外の背景光 (Gilmore et al. 2012)
CRPROPA3 との併用 (Alves Batista et al. 2016)。 私たちが生成した
距離とエネルギースペクトルが均一なイベント
∝ E−1 – UHECR の近似スペクトル指数
組み合わせたスペクトルと組成データから推定されるソース。
図 1 の左側のパネルは、ソースの散布図を示しています。
E⊕ = Elow のエネルギーで地球に到達するイベントの距離と初期剛性 (= 初期エネルギー/26) (Enom の対応するプロットは似ていますが、範囲が狭くなります)
距離的には）。 ポイントの不透明度は次のように比例します。
wE ≡ exp[−1 2((E⊕ −Eb)/σ^ )2]、つまり、シミュレーションされたエネルギーが与えられた場合に Eb を再構成するガウス確率に比例します。
E
地球における ⊕ 、および測定の不確かさ σ ^ 。 権利
図 1 のパネルは、左側の光源距離の投影です。
各質量の剛性のヒストグラムを表示するパネル
グループ。
2 番目の重み wR ≡ exp(−R/Rmax) をモデルに含めます。
注入された剛性分布は、テールのほとんどを抑制します。
特定の観測エネルギーが与えられた場合の低質量フラグメント。 の
(Unger et al. 2015) の鉄一次成分による TA データの当てはめでは、公称エネルギー スケールの Rmax = 1018.7 V が示唆されています。 のために
低エネルギースケールでは Rmax = 1018.6 V を使用します。
図 2 は種の対数の分布を示しています。
wE · wR で重み付けされた、観察されたイベントの硬直性、
2 つのエネルギースケールの場合。 電荷グループごとの分数
(7 < Z ≤ 10、10 < Z ≤ 15、15 < Z ≤ 20、20 < Z ≤ 25、Fe)
UHECR を検出。最大剛性 lgRmax/V = 18.7 および 18.6 のソースで注入された鉄の場合、以下と互換性があります。
名目上の低エネルギースケールでのアマテラス粒子は、
(0、2.4、13.4、50.7、33.4)%および(0.4、2.4、15.6、48.1、33.3)%、
それぞれ、それらの平均と標準偏差は次のとおりです。
lg(R/V) = 18.94±0.07 および 18.83±0.07、(1)
それぞれ公称および低エネルギースケールの場合。
図 2. 地球におけるイベント剛性の分布（互換性あり）
公称および低エネルギースケールで検出されたエネルギー。
図3 地球に到達する鉄片の飛来距離
エネルギーはプロットの x 軸に示されています。 正規化された
距離ビンごとのフラグメントの数はカラー スケールで示されます。
アマテラスの名目上の低エネルギー（中央の太い線）
粒子、および統計的再構成の 1 標準偏差
不確実性（破線）が重ねて表示されます。 その距離、
到着するフラグメントの相対数は、
距離ゼロでの値は黒線で表示されます。
図 4. Unger & Farrar (2023) による 8 つの GMF モデルのバリエーションについて、銀河の端まで遡った到着方向の密度。
公称エネルギースケールと低エネルギースケールの結果は、それぞれ左列と右列に示されています。 銀河座標を使用します。
銀河の中心が原点であり、経度は左に向かって増加します。 計測されたアマテラス粒子の到来方向を示す
青い十字架のように。 参考までに、Jansson & Farrar (2012a) のコヒーレント フィールドにおけるバックトラックされた方向は、
一番上の行。 すべてのパネルにおいて、磁場は規則的な成分 (B) と乱流成分 (b) の重ね合わせです。 上の行は特定の 1 つを示しています
乱流場の実現 (nb = 1)。 中段と下の行は、b の 35 の異なる実現の結果の重ね合わせを示しています。
(注 = 35)。 上部と中央のパネルは固定剛性 (式 (1) で与えられる平均値) で計算され、下部の行は完全な剛性に対するものです。
剛性の分布、参照。 図 2. 色付きの等高線は、各 GMF モデルの 68% CL 凸包を示します。
(a) D = 125 Mpc までの銀河の分布。 下のパネル (b) ～ (e) でズームされた領域は黒い四角形で示されます。
図 5. 銀河座標における源位置特定領域と比較するための、さまざまな距離内の銀河。 上部パネルに表示されるのは、
距離 150 Mpc までのすべての銀河、他のプロットには減衰地平線までの銀河が含まれ、剛性に応じて D0.1
仮定される粒子エネルギーに対応します。示されている Eq.1 の粒子エネルギーを参照してください。 バックトラックされた粒子の分布の等高線は次のとおりです。
ρ = 0.05 で青で示されています。式 1 を参照してください。 (2)。 異なる色は、2MASS 調査からの銀河 (灰色)、局所ボリューム内の銀河、
D < 11 Mpc (オレンジ)、AGN (赤)、電波銀河 (黒)、スターバースト銀河 (緑)。
6. 要約と結論
私たちは、その可能性のある組成と起源を研究しました。
UHECR イベント「アマテラス」、テレスコープアレイ共同研究により最近報告された (Abbasi et al. 2024)。 私たちはそれを発見しました
アマテラスは、UHECR の組成とスペクトルに関する既存の蓄積された理解にうまく適合します。
鉄の核またはその断片。 対照的に、識別することは、
陽子または光核としてのアマテラスは、次のことを要求します。
まったく新しいソースクラスによって生成されます。 採用
したがって、中間または
重い原子核を使用し、Abbasi et al. によって与えられた対応するエネルギー割り当ての処方に従います。 (2024)、粒子の 2 つのエネルギーを考慮しました。
Enom のエネルギー = (2.12±0.25) × 10^20 eV および 1σsyst。 より低い
Elow = (1.64±0.19)×10^20 eV。 このエネルギー範囲でのイベントの検出は、蓄積されたエネルギーを考慮すると自然であり、予想されることですらあります。
すでにスペクトルを外挿したことに基づく TA の曝露
TA によって報告されました。 Kimらの図4を参照。 （2023年）。
銀河系外との相互作用を考慮して
地球に向かう途中の背景光と、アマトエラスが鉄核として発生したと仮定すると、それは距離が8Mpc以内、または最大で800万個以内の源によって生成されたと結論付けます。
エネルギーに応じて 50 Mpc。 約3分の1の時間
元の核は無傷で残り、約半分の確率で
地球到着時の充電量は 20 ～ 25 の範囲です。 ただの
数パーセントのケースは Z ≤ 15 で到着します。
私たちは銀河の磁気を通ってアマテラスを後戻りしました
フィールドを使用して、ソースの可能性が最も高いドメインを特定します。 私たちは一緒に、8 × 35 の異なる GMF 実現を使用しました。
UF23 スイートの 8 つのコヒーレント GMF モデルについて (Unger &
Farrar 2023)、彼らのアンサンブルの範囲は次のとおりです。
大規模な銀河領域における不確実性。 それぞれに追加
コヒーレント GMF モデルのうちの 1 つは 35 の異なるランダムなモデルのうちの 1 つでした
場の実現、その場の強さはプランクによって与えられます。
JF12 ランダムフィールドの調整 (Adam et al. 2016)。 を取る
フィールドモデルとアマテラスの剛性を結合すると、
各エネルギーのソースの保守的な角度軌跡
割り当て。 ソース距離制約と組み合わせると、
私たちは、各 Amaterasu エネルギー割り当てに対して最も可能性の高い発生源ボリュームを特定します。
最後に、十分に強力なカタログを調べます。
電波銀河、Swift-BAT AGN、スターバースト銀河、
一般的な銀河、私たちはこれらの銀河タイプのうちどれが可能かを評価します。
アマテラスを生み出しました。 「通常の」ものはどれも存在しないことがわかりました。
非一時的 UHECR 加速器候補の中の「容疑者」は、納得のいく説明を提供します。
局在範囲内に十分なパワーを持つ電波銀河が存在しない
エネルギーが 2σstat でない限り、体積。 エロウ以下。 さらに
この場合、地平線が非常に大きいため、ソースボリュームにいくつかの電波銀河候補が現れますが、それらの合計は
UHECR フラックス プロキシは、
空の残りの部分。 同様に、この最も低いエネルギーに対してのみ、
割り当ての候補となる Swift-BAT AGN はありますか、および
これらも、総フラックスプロキシが小さいため非推奨になります。
空の残りの部分にある Swift-BAT AGN との相対値。
UHECR アクセラレータをホストする 3 番目の人気のある候補は、
スターバースト銀河。 SBG が主な関心事となっているのは、
GRB は、巨大な若い星の崩壊によって生じるため、
SGB ではそのレートが向上します。 ただし、SBG も
この分析により、Amaterasu の可能性のあるソースとしては非推奨になりました。 SBG は最高のエネルギー割り当てに対してのみ存在します。
(かろうじて) ローカリゼーション ドメインでは、単一の GMF モデルの場合、
そして、その磁束プロキシは、局所化領域外の SBG の磁束プロキシのわずか 5% です。
アマテラスの最も分かりやすい説明
それは他の普通の銀河の過渡現象によって生成されたものと思われます。 いくつかのタイプのトランジェントが見つかりました
通常の銀河では、潮汐破壊現象 (Farrar & Gruzinov 2009)、若いマグネタール (Blasi et al. 2000; Arons 2003)、および中性子星ブラック ホール (またはおそらく連星中性子) でのジェット形成の可能性など、考慮に値します。
スター）合併。 フィトゥッシも同様の結論に達しました。
他。 (2020)、名目上の 320 EeV は「Fly's」であると考えています。
恒星の過渡現象からの鉄原子核への「目」イベント。4
私たちの取り組みは、十分に測定された単一の高エネルギーイベントの力と、
理論的根拠に基づいて組成を測定または推定する、
個人の高エネルギー源の可能性を制限するため
UHECR。 TA エネルギー校正の将来の分析により、
アマテラスのエネルギーをより正確に捉えることができるようになり、
そうすれば、この単一のイベントの価値はさらに高まります。 たとえば、エネルギー割り当てが現在の公称値よりも十分に削減された場合、SBG は次のようになります。
可能性のあるソースとして除外されますが、下限が
エネルギーは明らかに 130 EeV を超えていることがわかります。
銀河と Swift-BAT AGN は除外される可能性があります。
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