Beyond the Local Void: A data-driven search for the origins of the Amaterasu particle

Résumé technique : Au-delà du Vide Local : une recherche de données pour les origines de la particule Amaterasu

Énoncé du problème
Les origines des rayons cosmiques à ultra-haute énergie (UHECR), en particulier ceux dépassant $10^{20}$ eV, restent non identifiées. Bien que des efforts antérieurs aient lié les UHECR à des catalogues de galaxies de sursauts (SBG) et de noyaux actifs de galaxies (AGN), ces modèles peinent à expliquer les événements aux énergies les plus élevées. La particule « Amaterasu », détectée par le Telescope Array avec une énergie de $244 \pm 29$ (stat.) $^{+51}_{-76}$ (syst.) EeV, présente un défi spécifique : sa direction d'arrivée pointe vers le Vide Local, une région de faible densité ne possédant aucune source active connue. Des analyses précédentes utilisant un rétro-traçage 1D ou de simples estimations de déflexion suggèrent que la particule ne provient pas de galaxies actives connues, ce qui mène à des hypothèses impliquant une physique exotique (par exemple, la violation de l'invariance de Lorentz, la matière noire supermassive) ou des sources transitoires. Une méthode rigoureuse, basée sur les données, est nécessaire pour cartographier le volume de l'Univers compatible avec de tels événements extrêmes tout en tenant compte des effets de propagation complexes, des déflexions magnétiques et des incertitudes de reconstruction.

Méthodologie
Les auteurs introduisent un cadre d'inférence basé sur la simulation utilisant l'ABC (Approximate Bayesian Computation) pour contraindre les origines des UHECR individuels. La méthode intègre une modélisation de propagation en 3D réaliste avec l'estimation bayésienne des paramètres, évitant ainsi le besoin de définir explicitement une fonction de vraisemblance.

• Modélisation de la propagation : Le cadre utilise CRPropa 3 pour simuler la propagation des UHECR dans l'espace 3D. Il inclut toutes les interactions pertinentes : production de pions photo-induite, photodésintégration, production de paires d'électrons, désintégration nucléaire et pertes adiabatiques.
• Champs magnétiques :
  • Champ magnétique extragalactique (EGMF) : Modélisé comme un champ aléatoire gaussien avec un spectre de turbulence de Kolmogorov sur une grille de 25 kpc. Les paramètres incluent l'intensité du champ racine carrée moyenne ($B_{rms}$) et la longueur de cohérence ($L_c$), assignés des priors log-uniformes.
  • Champ magnétique galactique (GMF) : Modélisé en utilisant le modèle de base UF23 le mieux ajusté pour le champ cohérent et des composantes de type JF12 (Planck-tune) pour les champs turbulents.
• Espace des paramètres : L'inférence cible six paramètres libres : la position de la source (longitude galactique $l$, latitude $b$ et distance $D_{src}$), l'énergie de la source ($E_{src}$), et les propriétés de l'EGMF ($B_{rms}$, $L_c$).
  • Composition de la source : La particule est supposée être un noyau de fer à la source pour faciliter la comparaison avec les études précédentes et explorer les origines au-delà du Vide Local (nécessitant de grandes déflexions).
  • Priors : $E_{src}$ suit un spectre de loi de puissance ($E^{-1}$). Les distances des sources sont échantillonnées uniformément dans un volume sphérique jusqu'à $D_{max}$ (12 Mpc pour l'énergie nominale, 15 Mpc pour la basse énergie). Le prior de la direction de la source est une distribution de von Mises-Fisher centrée sur la direction de rétro-traçage d'un noyau de fer, tenant compte des déflexions attendues du GMF et de l'EGMF.
• Processus d'inférence (ABC) :
  1. Les paramètres sont échantillonnés à partir des priors.
  2. $10^6$ particules sont émises isotropement depuis l'emplacement de la source échantillonné et propagées jusqu'à la Terre.
  3. Les événements simulés sont comparés aux données observées d'Amaterasu (direction d'arrivée et énergie reconstruite) à l'aide d'une métrique de distance.
  4. Les ensembles de paramètres sont acceptés si l'événement simulé se situe à l'intérieur de $3\sigma$ de l'énergie et de la direction observées.
  5. Les ensembles acceptés sont pondérés selon la vraisemblance de la correspondance, générant des distributions postérieures.
  6. Deux scénarios d'énergie sont analysés : un cas nominal ($E_{det} = 244$ EeV) et une limite systématique inférieure ($E_{det} = 168$ EeV).

Résultats clés
L'application de ce cadre à la particule Amaterasu produit les résultats suivants :

• Candidats de sources : Les distributions postérieures révèlent un ensemble plus large de candidats de sources proches que ceux trouvés dans les analyses précédentes. Bien que le Vide Local reste une région d'intérêt, les résultats n'excluent pas des sources au sein du Groupe Local ou de galaxies proches.
• Dépendance de la masse : Les simulations acceptées sont dominées par des noyaux lourds (nombre de masse $A > 28$). Pour le cas de l'énergie nominale, 77,9 % des événements acceptés correspondent à des compositions lourdes, contre 16,2 % pour les masses moyennes et 5,9 % pour les masses légères.
• Contraintes de distance :
  • Pour l'énergie nominale ($244$ EeV), la distance de source la plus probable est d'environ $3$ Mpc. Un second pic apparaît entre 10 et 12 Mpc pour les noyaux lourds.
  • Pour le cas de l'énergie plus faible ($168$ EeV), la distance la plus probable se déplace vers $\sim 4$ Mpc pour les masses légères/moyennes, avec une queue plus longue pour les noys lourds.
  • La direction d'arrivée agit comme le critère de sélection le plus strict, limitant l'horizon de distance effectif malgré les grandes incertitudes d'énergie.
• Déflexion : L'étude quantifie que le champ magnétique galactique (GMF) domine la déflexion pour les masses légères et intermédiaires, tandis que le champ magnétique extragalactique (EGMF) contribue de manière significative uniquement pour les particules lourdes à de plus grandes distances ou à des énergies plus basses.
• Rigidité : La rigidité de la source préférée est trouvée à $R \approx 10^{19,3}$ V pour l'énergie nominale et $R \approx 10^{18,85}$ V pour le cas de l'énergie basse.

Signification et affirmations
L'article affirme fournir un cadre fondamental pour les « analyses basées sur la simulation des rayons cosmiques aux énergies les plus élevées ». Sa contribution principale est la capacité de traduire les observations individuelles de UHECR en contraintes de source directement interprétables en :

1. Contraignant conjointement l'énergie et la direction d'arrivée, en incorporant naturellement leurs corrélations et les incertitudes de modélisation.
2. Marginalisant les incertitudes concernant les champs magnétiques, la composition de la source et les erreurs de reconstruction pour produire des distributions postérieures en 3D des localisations possibles des sources.
3. Remettant en question l'exclusivité du « Vide Local » : En démontrant que les modèles de propagation standards avec des noyaux lourds peuvent produire des résultats cohérents pour des sources en dehors du Vide Local, les auteurs suggèrent que les explications par la physique exotique ne sont pas strictement nécessaires, bien qu'ils ne les excluent pas.

Les auteurs restent modestes quant à la portée de leurs travaux, notant que leur implémentation actuelle est limitée par des contraintes de calcul (par exemple, le choix d'un modèle de GMF spécifique et une composition de source fixée sur le fer) et que les travaux futurs viseront à inclure une gamme plus large de modèles de GMF et à traiter le type de particule comme un paramètre libre.