Cosmogenic Origin of KM3-230213A: Delayed Gamma-Ray Emission from A Cosmic-Ray Transient

Resumen Técnico: Origen Cosmogénico de KM3-230213A

Planteamiento del Problema
La detección del evento de neutrino de muón de 220 PeV KM3-230213A por el detector KM3NeT-ARCA ha reavivado la búsqueda de las fuentes de rayos cósmicos de ultra alta energía (UHECR; $E \gtrsim 0.1$ EeV). Mientras que los modelos astrofísicos estándar postulan que los neutrinos se producen directamente dentro de la fuente, los autores investigan una hipótesis "cosmogénica" alternativa. En este escenario, los protones UHECR escapan de la fuente e interactúan con la radiación de fondo cósmico (CMB y EBL) durante su propagación. Esta interacción produce un espectro de neutrinos cosmogénicos y cascadas electromagnéticas secundarias ($e^\pm$ y rayos $\gamma$). Un desafío crítico en esta hipótesis es que las partículas cargadas son desviadas por campos magnéticos extragalácticos (EGMF), lo que causa retrasos temporales significativos entre la llegada del neutrino y la señal de rayos $\gamma$ asociada. El artículo busca determinar si el evento KM3-230213A podría originarse de tal fuente transitoria y si la contraparte de rayos $\gamma$ retardada es detectable.

Metodología
Los autores emplean el marco de simulación Monte Carlo CRPROPA3 para modelar la propagación 3-D de los protones UHECR y el desarrollo posterior de las cascadas electromagnéticas.

• Modelo de Fuente: Asumen una fuente puntual transitoria que inyecta protones en el rango de 1–10 EeV con un espectro de ley de potencia ($dN/dE \sim E^{-2}$). La fuente es tratada como una población subdominante para mantener la consistencia con las restricciones de Fermi-LAT sobre el fondo de rayos $\gamma$ isotrópico difuso (IGRB).
• Física de Propagación: La simulación incluye interacciones fotopión resonantes, producción de pares Bethe-Heitler, pérdidas adiabáticas y desintegración $\beta$. Las partículas secundarias pierden energía mediante producción de pares, dispersión Compton inversa y radiación de sincrotrón.
• Campos Magnéticos: Se implementa un EGMF turbulento aleatorio con un espectro de potencia de Kolmogorov. Los autores prueban una intensidad de campo RMS optimista de $B_{\text{RMS}} \approx 10^{-5}$ nG, reconociendo al mismo tiempo las restricciones de los blázares de TeV que sugieren valores más bajos ($\sim 10^{-7}$ nG).
• Configuración de Observación: Se utiliza una "esfera de observador" para recolectar eventos secundarios, dimensionada para capturar partículas con una desviación máxima de $1^\circ$. Los retrasos temporales ($\Delta t$) se calculan en relación con el tiempo de cruce de la luz, contabilizando las longitudes de trayectoria extendidas de los protones desviados y las longitudes de trayectoria acumuladas de las generaciones de la cascada electromagnética.
• Parámetros: Las simulaciones se ejecutan para desplazamientos al rojo de la fuente $z = 0.01, 0.03, 0.1, 0.24,$ y $1$. El flujo de neutrinos se normaliza al ajuste de solo KM3NeT para el único evento observado.

Contribuciones Clave y Resultados

1. Distribuciones de Retraso Temporal: El estudio cuantifica el retraso temporal entre la llegada prompt del neutrino y la señal retardada de rayos $\gamma$.

   • Para desplazamientos al rojo bajos ($z \lesssim 0.1$), una fracción significativa de neutrinos llega con un retraso insignificante ($\Delta t \approx 0$), mientras que el flujo de rayos $\gamma$ alcanza su pico en tiempos mucho más tardíos.
   • En desplazamientos al rojo más altos ($z \approx 1$), la distribución de llegada de neutrinos se ensancha significativamente, con fracciones de eventos en tiempos retardados comparables a las llegadas prompt.
   • La señal de rayos $\gamma$ se retrasa entre $\sim 10^4$ y $10^6$ años debido a la desviación de los pares $e^\pm$ secundarios en el EGMF y el tiempo requerido para que la cascada electromagnética se desarrolle.

2. Evolución Espectral y Distancia de la Fuente: El artículo identifica una correlación entre la distancia de la fuente, el retraso temporal y la energía de pico del espectro de rayos $\gamma$.

   • Para fuentes cercanas ($z \lesssim 0.2$, $d_c \sim 100-500$ Mpc), el espectro de rayos $\gamma$ alcanza su pico en $\sim 10$ TeV y puede detectarse tan pronto como $\Delta t \approx 0.1$ Myr.
   • Para fuentes distantes ($z \gtrsim 0.24$), la cascada está completamente desarrollada, y la absorción por EBL desplaza el pico hacia $\sim 100$ GeV, ocurriendo en tiempos más tardíos ($\sim$ escalas de Myr).

3. Detectabilidad: Los autores superponen sus flujos predichos con las sensibilidades de los telescopios actuales y de próxima generación (Fermi-LAT, CTA, LHAASO, SWGO).

   • Para distancias de fuente $z \lesssim 0.2$, el flujo de rayos $\gamma$ de multi-TeV predicho es comparable a la sensibilidad de los detectores venideros, siempre que el EGMF no sea demasiado fuerte.
   • Un EGMF más débil ($10^{-6}$ nG) mejora la detectabilidad de los fotones de multi-TeV, introduciendo una degeneración entre la intensidad del campo magnético y la distancia de la fuente.

4. Señales Huérfanas: El análisis sugiere que, para transitorios pasados, la señal de rayos $\gamma$ puede ser detectable en la época actual incluso si el estallido de neutrinos acompañante ya ha pasado. Estos rayos $\gamma$ "huérfanos" aparecerían como fuentes constantes de espectro duro sin contrapartes electromagnéticas coincidentes en el momento del evento de neutrino.

Significancia y Afirmaciones
El artículo afirma proporcionar el primer candidato convincente para un origen de neutrino cosmogénico sub-EeV para KM3-230213A, supeditado a la no detección de contrapartes de fotones espaciales o temporales coincidentes en la época actual.

• Poder Diagnóstico: La distribución de retraso temporal y la energía de pico de la señal de rayos $\gamma$ retardada sirven como discriminadores para la distancia de la fuente y la intensidad del EGMF.
• Naturaleza Transitoria: La falta de una contraparte electromagnética en el momento de la detección del neutrino, combinada con la detección potencial de rayos $\gamma$ de multi-TeV retardados, implica la existencia de tipos desconocidos de transitorios cosmológicos que inyectaron UHECR en el pasado.
• Restricciones: La no detección de tales flujos retardados por instalaciones futuras como CTAO restringiría la distancia de la fuente transitoria a $> 500$ Mpc o implicaría un EGMF más fuerte de lo asumido.
• Validación del Modelo: La detección de rayos $\gamma$ de multi-TeV sin una contraparte prompt asociada serviría como una prueba definitiva de la hipótesis cosmogénica, distinguiéndola de las fuentes astrofísicas estándar donde se espera una emisión prompt.

Los autores concluyen que, si bien la detección de la señal retardada específica de KM3-230213A es desafiante debido a las escalas de tiempo involucradas, el marco ofrece una vía viable para identificar la naturaleza de las fuentes de UHECR mediante la observación de señales de rayos $\gamma$ retardadas y huérfanas de transitorios pasados similares.