10-5

10-4

10-3

10-2

10-1

100

101

102

1014 1015 1016 1017 1018 1019 1020

x-2.7

x-3.1

"Knee"

"Ankle"

SNR p SNR Fe extragal.?

E2 dN/d

E

E [eV]

Extragalac)c  Cosmic  Rays  above  the  Iron  Knee  

Andrew  Taylor   Based on Phys.Rev.  D92  (2015)  6,  063011 astro-ph/1505.06090      

1  

10-5

10-4

10-3

10-2

10-1

100

101

102

1014 1015 1016 1017 1018 1019 1020

x-2.7

x-3.1

"Knee"

"Ankle"

SNR p SNR Fe extragal.?

E2 dN/d

E

E [eV]

Separate  Probes  of  the  Transi)on  Energy  

Where  does  the  energy  flux  go?  (or  do  these  CR  propagate  unimpeded?)….energy  is  conserved  aJer  all  

Anisotropy constraint- Pierre Auger Collab. astro-ph/1212.3083      

2  

Why  Consider  UHECR  to  Understand  the  Galac)c/Extragalac)c  Transi)on?  •  Since  the  ankle  feature  appears  at  an  energy  of  ~1018.6  eV,  a  

new  extragalac)c  source  class  is  presumed  to  begin  to  dominate  here  (in  the  first  instance)  

•  Informa)on  obtained  from  inves)ga)ons  into  the  UHECR  sources  may  provide  new  insights  into  Galac)c-­‐Extragalac)c  transi)on  energy  

0.01

0.1

1

10

100

1000

17.5 18 18.5 19 19.5 20 20.5

E2 dN

/dE

[eV

cm-2

s-1

sr-1

]

log10 Energy [eV]3  

Cosmic  Ray  Proton  Interac@ons  

p   γ  

R =2m2

p

E2p

Z1

✏2dN�

d✏

Z 4Ep✏/mp

0kp�✏

0�p�(Ep, ✏0)d✏0

4  

Composi@on-­‐  Consider  Nuclei?  

���

���

���

���

���

�� ���� �� ���� ��

�������

������

��������

����

����������

���

����� ������ ����

����� ����

��

��

��

��

��

��

��

��

�� ���� �� ���� ��

�������

������

��������

����

����� �

�������

���

����� ������ ����

����� ����

5  

Cosmic  Ray  Nuclei  Interac@ons  

γ  N  

R =2m2

N

E2N

Z1

✏2dN�

d✏

Z 4EN✏/mN

0kN�✏

0�N�(EN, ✏0)d✏0

6  

Sources  of  Cosmic  Ray  Nuclei  Must  be  Nearby  

���

���

���

���

���

�� ���� �� ���� ��

�������

������

��������

����

����������

���

����� ������ ����

����� ����

��

��

��

��

��

��

��

��

�� ���� �� ���� ��

�������

������

��������

����

����� �

�������

���

����� ������ ����

����� ����

7  

Nuclei  Propaga@on  and  Disintegra@on  

From astro-ph/1107.2055      8  

Assump)ons  on  Source  Popula)on  

dN

dVC/ (1+ z)n

EZ,max

= (Z/26)⇥EFe,max

dN

dE/ E�↵

exp[�E/EZ,max

]

z < zmax

n = �6, �3, 0, 3

9  

MCMC  Likelihood  Scan:  Spectral  +  Composi)on  Fits  

n=3  evolu)on  result  

L(fp, fHe, fN, fSi,Emax,↵) / exp(��2/2)

0.01

0.1

1

10

100

1000

17.5 18 18.5 19 19.5 20 20.5

E2 dN

/dE

[eV

cm-2

s-1

sr-1

]

log10 Energy [eV]

EFe, max=1020.2 eV

α=0.6

A=1-2A=3-6

A=7-19A=20-39A=40-56

650

700

750

800

850

17.5 18 18.5 19 19.5 20 20.5

<Xm

ax>

[g c

m-2

]

log10 Energy [eV]

protons

Iron

Auger 2014

10

20

30

40

50

60

70

80

17.5 18 18.5 19 19.5 20 20.5

RM

S(X m

ax) [

g cm

-2]

log10 Energy [eV]

protons

Iron

Auger 2014

10  

MCMC  Likelihood  Scan:  Spectral  +  Composi)on  Fits  

0.01

0.1

1

10

100

1000

17.5 18 18.5 19 19.5 20 20.5

E2 dN

/dE

[eV

cm-2

s-1

sr-1

]

log10 Energy [eV]

EFe, max=1020.5 eV

α=1.8

A=1-2A=3-6

A=7-19A=20-39A=40-56

!"#$

!%$$

!%#$

!&$$

!&#$

!'%(# !'& !'&(# !') !')(# !*$ !*$(#

+,-./0!12!3-4*5

672'$!89:;2<!1:=5!

>;7?79@

A;79

BC2:;!*$'D

!"#

!$#

!%#

!&#

!'#

!(#

!)#

!*#

!")+' !"* !"*+' !", !",+' !$# !$#+'

-./012345!67!82

9$:

;<7"#!=>?@7A!6?B:!

C@<D<>E

F@<>

GH7?@!$#"&

n=-­‐6  evolu)on  result  

L(fp, fHe, fN, fSi,Emax,↵) / exp(��2/2)

11  

MCMC  Results  Table  

Hard  spectra  preferred  for  source  evolu)on  following  that  of  the  SFR  

Flafer  spectra  preferred  for  nega)ve  source  evolu)on  

12  

High  Spectral  Peaked  Blazar  Evolu)on  

From  astro-­‐ph/1310.0006  (Ajello  et  al.  2014)  

• Reminder:    Blazar  -­‐>  BL  Lac  (FR1)  -­‐>  HSP    • Supports  idea  that  FSRQ  (gas  accre)ng)  AGN  evolve  into  BL  Lac  (gas  starved)  AGN  

n=-­‐6  evolu)on  result  

Archetypal  HSP  example  Mrk  501  

13  

Secondary  (Guaranteed)  Gamma-­‐Ray  Fluxes  From  >1018.6eV  Component  

107 108 109 1010 1011 1012 1013 1014

E [eV]

10�1

100

101

102

103

E2 J

[eV

cm�

2s�

1sr�

1 ]

Fermin = 0 / proton onlyn = 3 / mixedn = 0 / mixedn =�3 / mixedn =�6 / mixed

n=3  to  -­‐6  evolu)on  scenarios  give  rise  to  between  40%  and  12%  of  Fermi  limit  

0.01

0.1

1

10

100

1000

17.5 18 18.5 19 19.5 20 20.5

E2 dN

/dE

[eV

cm-2

s-1

sr-1

]

log10 Energy [eV]

EFe, max=1020.5 eV

α=1.8

A=1-2A=3-6

A=7-19A=20-39A=40-56

n=-­‐6  evolu)on  result  

0.01

0.1

1

10

100

1000

17.5 18 18.5 19 19.5 20 20.5

E2 dN

/dE

[eV

cm-2

s-1

sr-1

]

log10 Energy [eV]

EFe, max=1020.2 eV

α=0.6

A=1-2A=3-6

A=7-19A=20-39A=40-56

n=3  evolu)on  result  

14  

Does  a  Separate  Class  of  Extragalac)c    Source  Dominate  at  Lower  Energies?  

0.01

0.1

1

10

100

1000

10000

17 17.5 18 18.5 19 19.5 20 20.5

EFe, max=1020.50eV

α=2.0

E2 dN

/dE

[eV

cm-2

s-1

sr-1

]

log10 Energy [eV]

A=1-2A=3-6

A=7-19A=20-39A=40-56

Nega)ve  evolu)on  (HSP)  

Posi)ve  evolu)on  (ISP  +  LSP)  

15  

Cascade  Contribu)on  from  Second  Source  Popula)on  

0.01

0.1

1

10

100

1000

10000

17 17.5 18 18.5 19 19.5 20 20.5

EFe, max=1020.50eV

α=2.0

E2 dN

/dE

[eV

cm-2

s-1

sr-1

]

log10 Energy [eV]

A=1-2A=3-6

A=7-19A=20-39A=40-56

n=3  to  -­‐6  evolu)on  scenarios  give  rise  to  between  100%  and  40%  of  Fermi  limit  

16  

General  Problem  for  Cascade  Contribu)on?    

Fermi  Collabora@on  (2015)-­‐  astro-­‐ph/1511.00693  

dN

dS/ S�↵

I =

ZSdN

dSdS

“Our  analysis  permits  us  to  es)mate  that  point  sources,  and  in  par)cular  blazars,  explain  almost  the  totality  (86+16-­‐14  %)  of  the  >50  GeV  EGB.”  

Energy [MeV]210 310 410 510

]-1 s

r-1

s-2

dN

/dE

[MeV

cm

2 E

-610

-510

-410

-310

Total EGB

IGRB

°Resolved sources, |b|>20

IGRB - Abdo et al. 2010

17  

107 108 109 1010 1011 1012 1013 1014

E [eV]

10�1

100

101

102

103

E2 J

[eV

cm�

2s�

1sr�

1 ]

Fermin = 0 / proton onlyn = 3 / mixedn = 0 / mixedn =�3 / mixedn =�6 / mixed

Cascade  Contribu)on  from  Second  Source  Popula)on  

nuclei  above  1018.6  eV  

protons  and  nuclei  above  1017.8  eV  

18  

An  Alterna)ve  Interpreta)on  of  the  Nega)ve  Source  Evolu)on  Result  

The  nega)ve  evolu)on  scenarios  help  resolve  both:    •  “hard  spectrum”    •  “IGRB  excess”    problems……but  extragalac)c  protons  at  lower  energies  appear  to  be  problema)c,  par)cularly  for  posi)ve  evolu)on  scenarios.      Alterna)vely,  these  scenarios  may  simply  be  encapsula)ng    the  fact  that  we’ve  a  local  dominant  source  and  our  value  for    the  UHECR  sea  level  is  not  typical!  

19  

Conclusions    •  A  nega)ve  source  evolu)on  allows  for  an  E-­‐2  type  spectra  to  explain  CR  above  the  ankle  (such  an  evolu)on  is  observed  for  the  HBL  blazars)  

•  The  posi)ve  evolu)on  of  other  blazar  classes  (ISP  +  LSP  or  FRSQ),  would  give  rise  to  sub  Ankle  extragalac)c  cosmic  rays  (which  again  allow  an  E-­‐2  type  spectra  for  this  component)  

•  New  es)ma)ons  of  the  diffuse  gamma-­‐ray  background  are  challenging  for  all  evolu)on  scenarios  accoun)ng  for  sub  Ankle  extragalac)c  protons  

20  

Secondary  Neutrino  Fluxes  

1013 1014 1015 1016 1017 1018 1019 1020

E [eV]

10�3

10�2

10�1

100

101

E2 J

[eV

cm�

2s�

1sr�

1 ]

ARA-37 (3yr)n = 0 / proton onlyn = 3 / mixedn = 0 / mixedn =�3 / mixedn =�6 / mixed

21  

Cascade  Contribu)on  Limit  

From  astro-­‐ph/1206.2923  (Inoue  et  al.  2012)  

Limit  on  Cascade  Component  is  around  40%  of  Fermi  limit  

Constraints  also  placed  on  evolu)on  of  contributors  to  cascade  component  

22  

General  Problem  for  Cascade  Contribu)on?    

Fermi  Collabora)on  (2015)-­‐  astro-­‐ph/1511.00693  

dN

dS/ S�↵

I =

ZSdN

dSdS

“Our  analysis  permits  us  to  es)mate  that  point  sources,  and  in  par)cular  blazars,  explain  almost  the  totality  (86+16-­‐14  %)  of  the  >50  GeV  EGB.”  

10-2

10-1

100

101

102

10-13 10-12 10-11 10-10 10-9 10-8

x(2-1.65)

x(2-2.5)

S2 dN/d

S [c

m-2

s-1 s

r-1]

S [cm-2 s-1]

23  

From  astro-­‐ph/1506.06554  (Padovani  et  al.  2015)  

Similar  Evolu)on  Observed  for    Non-­‐Blazar  AGN?  

Radio  Loud  AGN  are  suggested  to  have  posi)ve  evolu)on  (n=2)  up  to  z=0.5,  followed  by  nega)ve  evolu)on  (n=-­‐4)  beyond  this.  

24  

What  About  the  Contribu)on  from  Other  FR1  AGN  (LSP  +  ISP)?  

HSP  AGN  

ISP  +  LSP  AGN  

25  

Intermediate/Low  Spectral  Peaked  Blazar  Evolu)on  

From  astro-­‐ph/1310.0006  (Ajello  et  al.  2014)   26  

Source  RedshiJs  Contribu)ng  to  Arriving  Flux    

0.01

0.1

1

10

100

1000

10000

17 17.5 18 18.5 19 19.5 20

EFe, max=1020.20eV

α=0.60

E2 dN

/dE

[eV

cm-2

s-1

sr-1

]

log10 Energy [eV]

totalz<7e-4

7e-4<z<2e-32e-3<z<6e-36e-3<z<2e-22e-2<z<6e-26e-2<z<2e-12e-1<z<6e-1

0.01

0.1

1

10

100

1000

10000

17 17.5 18 18.5 19 19.5 20

EFe, max=1020.50eV

α=1.80

E2 dN

/dE

[eV

cm-2

s-1

sr-1

]

log10 Energy [eV]

totalz<7e-4

7e-4<z<2e-32e-3<z<6e-36e-3<z<2e-22e-2<z<6e-26e-2<z<2e-12e-1<z<6e-1

27  

Injec)on  Species  Contribu)ng  to  Arriving  Flux    

0.01

0.1

1

10

100

1000

17.5 18 18.5 19 19.5 20 20.5

E2 dN

/dE

[eV

cm-2

s-1

sr-1

]

log10 Energy [eV]

EFe, max=1020.2 eV

α=0.6

pHe

NSi

Fe

0.01

0.1

1

10

100

1000

17.5 18 18.5 19 19.5 20 20.5

E2 dN

/dE

[eV

cm-2

s-1

sr-1

]

log10 Energy [eV]

EFe, max=1020.5 eV

α=1.8

pHe

NSi

Fe

28