Probing the extragalactic cosmic-ray origin with gamma-ray - - PowerPoint PPT Presentation

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Probing the extragalactic cosmic-ray origin with gamma-ray and neutrino backgrounds N. Globus, D. Allard, E. Parizot and T. Piran, 2017, ApJ Letters, 839, 2 PoS (ICRC2017) 516

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SLIDE 1
  • N. Globus, D. Allard, E. Parizot and T. Piran, 2017, ApJ Letters, 839, 2

PoS (ICRC2017) 516

Probing ¡the ¡extragalactic ¡cosmic-­‑ray ¡origin ¡with ¡ gamma-­‑ray ¡and ¡neutrino ¡backgrounds ¡ ¡

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SLIDE 2

The UHECRs interact with

1) extragalactic magnetic fields 2) extragalactic photon backgrounds

source

Gamma-­‑ray ¡and ¡neutrinos ¡as ¡probe ¡of ¡UHECR ¡sources ¡

energy ¡losses ¡

=> ¡emission ¡of ¡ ¡ secondary ¡messengers

ν, γ ν, γ ν, γ

ICRC ¡2017, ¡12-­‑20 ¡July, ¡Bexco, ¡Busan, ¡Korea ¡

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SLIDE 3

ICRC ¡2017, ¡12-­‑20 ¡July, ¡Bexco, ¡Busan, ¡Korea ¡

ElectromagneBc ¡cascades ¡

γ+γEBLà ¡e++e- pair production e+γEBLà ¡e'+γ ICS ¡ ¡ => ¡The ¡cosmic ¡evolu/on ¡of ¡cosmic-­‑ray ¡sources ¡ have ¡a ¡strong ¡influence ¡on ¡the ¡cosmogenic ¡ neutrinos ¡and ¡photons ¡fluxes ¡

=>The ¡νs ¡energy ¡range ¡is ¡PeV-­‑EeV, ¡the ¡γ-­‑rays ¡cascade ¡down ¡to ¡GeV-­‑TeV ¡

Allard ¡05 ¡

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SLIDE 4

Mixed ¡composition ¡model ¡

17.0 17.5 18.0 18.5 19.0 19.5 20.0 20.5 log10 E (eV) 1023 1024 1025 E3dN/dE (eV2m-2s-1sr-1)

Auger (2013) KG EPOS-LHC KG electron rich (H+He) Total extragal. (GRBs) with β= 2.0 to 2.5 (indicated) Total Gal + extragal. (GRBs) with β= 2.4 and β= 2.5

H+He Gal + extragal (GRBs) β= 2.4 and 2.5 2.5 2.4

Total ¡Galac/c ¡+ ¡extragalac/c ¡

Total ¡light ¡(H+He) ¡

Propagated ¡spectrum ¡

ICRC ¡2017, ¡12-­‑20 ¡July, ¡Bexco, ¡Busan, ¡Korea ¡

Phenomenological ¡mixed ¡composi/on ¡model: ¡

¡

1) ¡EGCR: ¡hard ¡nuclei ¡spectra ¡+ ¡spectral ¡index ¡of ¡the ¡proton ¡component ¡2.0 ¡< ¡β < ¡2.5 ¡

The ¡proton ¡spectrum ¡needs ¡to ¡be ¡soMer ¡to ¡fit ¡Kascade-­‑GRANDE ¡data ¡=> ¡it ¡will ¡contribute ¡significantly ¡to ¡the ¡ expected ¡cosmogenic ¡γ-­‑ray ¡flux ¡ ¡ "Low-­‑Emax" ¡model ¡=> ¡less ¡νs ¡due ¡to ¡the ¡lack ¡of ¡cosmic ¡rays ¡accelerated ¡above ¡the ¡pion ¡producBon ¡threshold ¡ ¡

¡

2) ¡GCR: ¡rigidity ¡dependent ¡(Emax(p) ¡= ¡knee ¡energy) ¡

Injec/on ¡spectra ¡(EGCR) ¡

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SLIDE 5

ICRC ¡2017, ¡12-­‑20 ¡July, ¡Bexco, ¡Busan, ¡Korea ¡

109 1010 1011 1012 E (eV) 1 10 100 1000 E2J(E) [eV.cm-2.sec-1.sr-1]

EGB Model A Model B

uncertainties in the modeling

  • f the Galactic foreground

UHECR from GRBs, β= 2.0 to 2.5 misAGN SFG UHECR from non evolving sources, β= 2.0 to 2.5 blazars UHECR (GRBs) + misAGN + SFG + blazars UHECR (non evol) + misAGN + SFG + blazars

Resulting ¡gamma-­‑ray ¡fluxes ¡

Two different models for the Galactic foreground

(Ackermann+ ¡2015) ¡ ¡

Globus, Allard, Parizot and Piran 2017, ApJ ¡LeZers, ¡839, ¡2 ¡ ¡ sum of all contributions

  • SFGs (Ackermann et al. 2012, Fermi Collab.)
  • misaligned AGNs (Inoue 2011)
  • blazars (Ajello et al. 2015)

seems compatible with Model B...

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SLIDE 6

ICRC ¡2017, ¡12-­‑20 ¡July, ¡Bexco, ¡Busan, ¡Korea ¡

109 1010 1011 1012 E (eV) 100 1000 E2J(E) [eV.cm-2.sec-1.sr-1]

EGRB Model A Model B

uncertainties in the modeling

  • f the Galactic foreground

UHECR (GRBs) + other contributions UHECR (GRBs) + lower limit of other contributions

  • ther contributions (SFG + misAGN + blazars)

lower limit of other contributions UHECR (GRBs) (β= 2.0 to 2.5)

...even compatible with Model A if one consider the uncertainties on the SFG, misAGN and blazars models

+ uncertainties in the Galactic foreground ?

Resulting ¡gamma-­‑ray ¡fluxes ¡(GRB ¡or ¡SFR) ¡

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SLIDE 7

ICRC ¡2017, ¡12-­‑20 ¡July, ¡Bexco, ¡Busan, ¡Korea ¡

(Z16) ¡ (A16)

What ¡about ¡most ¡recent ¡estimates ¡of ¡PS ¡contributions ¡? ¡ ¡

2 recent studies:

  • Ackermann et al. 2016 (A16)
  • Zechlin et al. 2016 (Z16)

(based on a method by Malyshev & Hogg 2011)

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SLIDE 8

ICRC ¡2017, ¡12-­‑20 ¡July, ¡Bexco, ¡Busan, ¡Korea ¡

(Z16) ¡ (A16)

What ¡about ¡most ¡recent ¡estimates ¡of ¡PS ¡contributions ¡? ¡ ¡

2 recent studies:

  • Ackermann et al. 2016 (A16)
  • Zechlin et al. 2016 (Z16)

(based on a method by Malyshev & Hogg 2011)

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SLIDE 9

ICRC ¡2017, ¡12-­‑20 ¡July, ¡Bexco, ¡Busan, ¡Korea ¡

1 2 3 4 5 6 α 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 3.0 3.5 4.0 zmax

GRB SFR MLLAGN HLLAGN clusters BL Lacs 80% 90% 1 % 110% 120% 1 3 % 104% 117% 1 3 % 143% 156% 1 6 9 %

% all contributions to EGB Model A % all contributions to EGB Model B Band 4 (10.4 - 50 GeV)

Central value of PS+misAGN+SFG models

Allowed ¡cosmological ¡evolutions ¡

TDEs? ¡

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SLIDE 10

ICRC ¡2017, ¡12-­‑20 ¡July, ¡Bexco, ¡Busan, ¡Korea ¡

Resulting ¡neutrinos ¡fluxes ¡

β

1015 1016 1017 1018 1019 1020 E (eV) 0.01 0.10 1.00 10.00 100.00 E2J(E) [eV.cm-2.sec-1.sr-1]

IceCube ARIANNA (5 yrs) GRAND (3 yrs)

pure proton sources

GRB (as main UHECR sources) non evol. (as main UHECR sources) FR-II (as main UHECR sources)

1015 1016 1017 1018 1019 1020 E (eV) 0.01 0.10 1.00 10.00 100.00 E2J(E) [eV.cm-2.sec-1.sr-1]

IceCube ARIANNA (5 yrs) GRAND (3 yrs)

β = 2.0 2.5

mixed composition

GRB (as main UHECR sources) non evol. (as main UHECR sources)

pure ¡protons ¡ mixed ¡composition ¡

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ICRC ¡2017, ¡12-­‑20 ¡July, ¡Bexco, ¡Busan, ¡Korea ¡

Summary ¡

  • The mixed composition model is compatible with the spectrum and composition data (Globus,

Allard, Parizot Phys. Rev. D 92, 021302) and is consistent with the anisotropy constraints on galactic protons (Tinyakov +16) ¡

  • We showed that this model is compatible with both the most recent Fermi-LAT measurements

and with current IceCube limits (Globus, Allard, Parizot & Piran ApJ ¡LeZers, ¡839, ¡2) Only very strong evolution (FR-II) are excluded by the current observations

  • There is a large uncertainty in the Galactic foreground subtraction

=> neutrinos will help us to distinguish between models (proton "dip" model seems to be already ruled out for SFR and stronger evolution see Heinze +16)

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SLIDE 12

ICRC ¡2017, ¡12-­‑20 ¡July, ¡Bexco, ¡Busan, ¡Korea ¡

thank ¡you ¡ ¡

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ICRC ¡2017, ¡12-­‑20 ¡July, ¡Bexco, ¡Busan, ¡Korea ¡

BACK-­‑UP ¡ ¡

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ICRC ¡2017, ¡12-­‑20 ¡July, ¡Bexco, ¡Busan, ¡Korea ¡

Resulting ¡composition ¡

15 16 17 18 19 20 log10 E (eV) 0.01 0.10 1.00 Relative abundance

1H 1H galactic

He Z=3-8 Z=21-26 Z=21-26 galactic

17.0 17.5 18.0 18.5 19.0 19.5 20.0 log10 E (eV) 600 650 700 750 800 850 < Xmax > (g. cm-2)

proton Fe

Auger LOFAR SIBYLL 2.1 QGSJet II-4 EPOS-LHC

17.0 17.5 18.0 18.5 19.0 19.5 20.0 log10 E (eV) 20 40 60 80 σXmax (g. cm-2)

proton Fe

SIBYLL 2.1 QGSJet II-4 EPOS-LHC

⇒ The ¡model ¡provides ¡a ¡good ¡descrip/on ¡of ¡the ¡evolu/on ¡of ¡the ¡composi/on ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡PredicBon: ¡the ¡dominant ¡class ¡of ¡nuclei ¡between ¡ ¡∼6 ¡1018 ¡eV ¡and ¡∼5 ¡1019 ¡eV ¡should ¡be ¡CNO ¡

Globus, Allard and Parizot, 2015, Phys. ¡Rev. ¡D ¡92, ¡021302 ¡ ¡ ¡

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SLIDE 15

Extragalactic γ-ray sources

EGRB ¡spectrum ¡by ¡Fermi ¡Large ¡Area ¡Telescope ¡(Fermi ¡LAT) ¡ collaboraBon ¡between ¡100 ¡MeV ¡and ¡820 ¡GeV ¡ (Ackermann ¡et ¡al. ¡2015) ¡ ¡ (Ackermann ¡et ¡al. ¡2015) ¡ ¡

  • resolved: blazars
  • unresolved: misaligned AGNs, SFGs,...
  • truly diffuse in origin:
  • the electromagnetic cascades initiated by both very high energy γ-rays and UHECRs

interacting with the EBL

  • dark matter annihilation/decay
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Comparison ¡with ¡total ¡EGB ¡

¡ (considering ¡the ¡mean ¡values ¡of ¡the ¡SFG+misAGN ¡models) ¡ ¡