S4-002_CALET

(1)

2017年1月6日

第

17回宇宙科学シンポジウム

1 CALET

S４−００2

第１7回宇宙科学シンポジウム＠宇宙科学研究所

2017.1.6

CALETの軌道上性能と初期成果

研究代表者：鳥居祥二

早稲田大学理工研/物理学科

JAXA 有人宇宙技術センター

CALET

(2)

CALET collaboration team

1) Aoyama Gakuin University, Japan

2) CRESST/NASA/GSFC and Universities Space Research Association, USA

3) CRESST/NASA/GSFC and University of Maryland, USA 4) Hirosaki University, Japan

5) Ibaraki National College of Technology, Japan 6) Ibaraki University, Japan

7) ICRR, University of Tokyo, Japan 8) ISAS/JAXA Japan

9) JAXA, Japan

10) Kanagawa University, Japan

11) Kavli IPMU, University of Tokyo, Japan 12) Louisiana State University, USA

13) Nagoya University, Japan 14) NASA/GSFC, USA

15) National Inst. of Radiological Sciences, Japan 16) National Institute of Polar Research, Japan 17) Nihon University, Japan

18) Osaka City University, Japan 19) Ritsumeikan University, Japan 20) Saitama University, Japan

21) Shibaura Institute of Technology, Japan 22) Shinshu University, Japan

23) St. Marianna University School of Medicine, Japan 24) University of Denver, USA

25) University of Florence, IFAC (CNR) and INFN, Italy 26) University of Padova and INFN, Italy

27) University of Pisa and INFN, Italy

28) University of Rome Tor Vergata and INFN, Italy 29) University of Siena and INFN, Italy

30) University of Tokyo, Japan 31) Waseda University, Japan

32) Washington University-St. Louis, USA 33) Yokohama National University, Japan

34) Yukawa Institute for Theoretical Physics, Kyoto University, Japan

O. Adriani

25

_{, Y. Akaike}

2

_{, K. Asano}

7

_{, Y. Asaoka}

9,31

_{, M.G. Bagliesi}

29

_{, G. Bigongiari}

29

_{, W.R. Binns}

32

_{, S. Bonechi}

29

_,

M. Bongi

25

_{, P. Brogi}

29

_{, J.H. Buckley}

32

_{, N. Cannady}

12

_{, G. Castellini}

25

_{, C. Checchia}

26

_{, M.L. Cherry}

12

_,

G. Collazuol

26

_{, V. Di Felice}

28

_{, K. Ebisawa}

8

_{, H. Fuke}

8

_{, G.A. de Nalfo}

14

_{, T.G. Guzik}

12

_{, T. Hams}

3

_{, M. Hareyama}

23

_,

N. Hasebe

31

_{, K. Hibino}

10

_{, M. Ichimura}

4

_{, K. Ioka}

34

_{, W.Ishizaki}

7

_{, M.H. Israel}

32

_{, A. Javaid}

12

_{, K. Kasahara}

31

_,

J. Kataoka

31

_{, R. Kataoka}

16

_{, Y. Katayose}

33

_{, C. Kato}

22

_{, Y.Kawakubo}

1

_{, N. Kawanaka}

30

_{, H. Kitamura}

15

_,

H.S. Krawczynski

32

_{, J.F. Krizmanic}

2

_{, S. Kuramata}

4

_{, T. Lomtadze}

27

_{, P. Maestro}

29

_{, P.S. Marrocchesi}

29

_,

A.M. Messineo

27

_{, J.W. Mitchell}

14

_{, S. Miyake}

5

_{, K. Mizutani}

20

_{, A.A. Moiseev}

3

_{, K. Mori}

9,31

_{, M. Mori}

19

_{, N. Mori}

25

_,

H.M. Motz

31

_{, K. Munakata}

22

_{, H. Murakami}

31

_{, Y.E. Nakagawa}

8

_{, S. Nakahira}

9

_{, J. Nishimura}

8

_{, S. Okuno}

10

_,

J.F. Ormes

24

_{, S. Ozawa}

31

_{, L. Pacini}

25

_{, F. Palma}

28

_{, P. Papini}

25

_{, A.V. Penacchioni}

29

_{, B.F. Rauch}

32

_,

S.B. Ricciarini

25

_{, K. Sakai}

3

_{, T. Sakamoto}

1

_{, M. Sasaki}

3

_{, Y. Shimizu}

10

_{, A. Shiomi}

17

_{, R. Sparvoli}

28

_{, P. Spillantini}

25

_,

F. Stolzi

29

_{, I. Takahashi}

11

_{, M. Takayanagi}

8

_{, M. Takita}

7

_{, T. Tamura}

10

_{, N. Tateyama}

10

_{, T. Terasawa}

7

_,

H. Tomida

8

_{, S. Torii}

9,31

_{, Y. Tunesada}

18

_{, Y. Uchihori}

15

_{, S. Ueno}

8

_{, E. Vannuccini}

25

_{, J.P. Wefel}

12

_{, K. Yamaoka}

13

_,

S. Yanagita

6

_{, A. Yoshida}

1

_{, K. Yoshida}

21

_{, and T. Yuda}

7

2

(3)

2017年1月6日

第

17回宇宙科学シンポジウム

3 p 宇宙空間における

最も高いエネル

ギー領域での宇宙線直接測定

p 国際宇宙ステーションにおける大

型装置による５年間の長期観測に

より、

世界最高レベルの宇宙線観

測

を実施

p 高精度な位置分解能と非常に厚い

カロリメータ（30 X

₀

)

により、高エネ

ルギー領域での観測を実施

p 電子観測に最適化することにより、

1GeV-20 TeV領域での電子観測

を

高エネルギー分解能で達成

近傍加速源、暗黒物質の探索

p 原子核成分の観測

を10GeV-1PeV

の領域で実施

宇宙線加速・伝播機構の解明

p 安定的運用により

突発現象の観測

REP, 重力波の同時観測

CALETによる宇宙線観測

(4)

②８月２４日

:

HTV-5が国際宇

宙ステーション

のロボットアー

ムにより把持さ

れました。

CALET はISSに向けて打上げられました !

① ８月１９日

_{: JAXA種子島宇宙センターから、２０時５０}

分４９秒に

H２−BロケットによってCALETを搭載したこう

のとり５号機（

HTV-５）が、国際宇宙ステーションに向

けて打上げられました。

③ その後：

HTV-5が国際

宇宙ステー

ションにドッキ

ングしました。

④８月２５日

_{: CALETが日本実験棟}

船外実験プラットフォームの

No.9

ポートに設置され、装置の稼働が

始まりました。

4 第

17回宇宙科学シンポジウム

(5)

観測目的

観測対象

宇宙線近傍加速源の同定

TeV領域における電子エネルギースペクトル

暗黒物質の探索

電子・ガンマ線の100 GeV-10 TeV領域におけるスペクトルの”異常”

宇宙線の起源と加速機構の解明

電子及び陽子・原子核の精密なエネルギースペクトル、超重核のフラックス

宇宙線銀河内伝播過程の解明

二次核/一次核（B/C)比のエネルギー依存性

太陽磁気圏の研究

低エネルギー（<10GeV)電子フラックスの長・短期変動

ガンマ線バーストの研究

7 keV – 20 MeV領域でのＸ線・ガンマ線のバースト現象

カロリメータ (CALET/CAL)

• 電子: 1 GeV – 20 TeV

• ガンマ線: 1 GeV – 10 TeV

(ガンマ線バースト: > 1 GeV)

• 陽子・原子核:

数

10GeV – 1,000 TeV

• 超重核：

Rigidity Cut 以上のエネルギー

ガンマ線バーストモニタ (CGBM)

• 軟ガンマ線 : 100 keV – 20 MeV

• 硬Ｘ線 : 7 keV – 1 MeV

CALETによる科学観測

CAL

orimetric

E

lectron

T

elescope

(6)

ASC (Advanced Stellar Compass) CAL/CHD CAL/IMC CAL/TASC CGBM/SGM MDC (Mission Data Controller) FRGF (Flight Releasable Grapple Fixture) CGBM/HXM GPSR (GPS Receiver) HV Box

6 ・

質量:

612.8 kg

・ JEM 標準ペイロードサイズ

1850mm(L) × 800mm(W) × 1000mm(H)

・消費電力

:

507 W（max）

・

通信速度:

中速系 600 kbps (6.5GB/day) 最大：１Mbps

低速系 50 kbps

CGBM

(CALET

Gamma-ray

Burst

Monitor)

HXM

x2

LaBr

3

(Ce)

SGM

x1

BGO

7keV-1MeV

0.1-20MeV

CALORIMETER (CHD/IMC/TASC)

CALET観測システムの概要

P010 吉田篤正

他CALEチーム

CGBM観測の現状

(7)

Gamma-ray 10 GeV

Electron 1 TeV

Proton 10 TeV

非常に厚い（

30 r.l) カロリメータ（IMC+TASC)によるシャワー画像の可視化技術によ

り、電子選別に必要な陽子除去性能（〜

10

5 ＠

TeV) を実現している。

CHDにより入射粒子の電荷測定をp−Feの領域でσ

Z

=0.15-0.3 の精度で達成している。

シミュレーション計算による粒子識別の概念

In Detector Space

7

(8)

CALETサイエンス運用システム

• 

! CALET ! ! CALET ! .! Waseda!CALET! Opera0ons!Center!(WCOC) ! ! Data! Archive

CALETのデータフローとサイエンス運用概念

NASAリンクの低速・中速系によりリアルタイムデータ及び欠損補完データ（Level0)

のWaseda CALET Operations Center (WCOC) での正常に受信している。

(9)

高エネルギー電子のリアルタイムデータ画像

9

(10)

Observation by High Energy Trigger

for 415 days

:

Oct. 13, 2015 – Nov.30, 2016

p

The exposure,

SΩT

, has reached to

~36.1 m

2 _{sr day}

by continuous observation.

p

Total number of the triggered events is

~ 270 million

with a live time of 84 %.

Live Time:

3.01 x 10

7

_{sec (84%)}

6.46 x 10

5

_{events /day (~ 7.5Hz)}

2.68 x 10

8

_events

triggered in total

Accumulated triggered event number

Accumulated observation time (live, dead)

10

(11)

Energy Deposit Distribution of All Triggered-Events by

Observation for 415 days

11 1 PeV

LE-Trigger

region

HE

Trigger

region

Energies are calibrated but non-reconstructed

4.55 x 10

8 _events

The TASC energy measurements have successfully been

carried out in the dynamic range of 1 GeV – 1 PeV.

p-Fe + e

-

_+e

+

_{+ γ…}

Only statistical errors presented

Distribution of deposit energies in TASC observed in 2015.10.13—2016.11.30

(12)

Color Map Range: Maximum = 10

6 _{MIP, Minimum = 0.1 MIP}

Highest Energy Event (ΔE~957 TeV):

An event view of proton candidate

12

(13)

using CHD only

p

He

data selection is NOT representive of elemental abundances

Atomic

Number Z

Charge Identification

before pre-selection cuts

Preliminary Nuclei Measurements – p , He –

Using multiple dE/dx measurements from the IMC

scin/lla/ng fibers (upstream the interaction point), a

complementary charge measurement from IMC is

ploted vs the CHD charge assignment (abscissa).

A clear separation between p and He

can be seen from preliminary data analysis.

He

p

13

(14)

Preliminary Nuclei Measurements – Z = 3 ~ 40 –

Charge Identification after pre-selection cuts

(15)

15 Observation

: e/p separation

after pre-selection cuts

p

e

after pre-selection cuts

Boosted Decision Trees

Simulation

: e/p at 1TeV ~1.3 x10

5

with ~90% efficiency for electrons

Energies are reconstructed after the calibrations.

Differential Energy Distribution of the

Electron-Candidates

in 10-1000 GeV by observation for 415 days

Only statistical errors presented

Differential energy distribution reconstructed

by using

the electron candidate events

observed

in 2015.10.13—2016.11.30

Efficiency cut 90%:

proton contamination

of a few to several %

up to 1 TeV

1.82 x 10

6 _{events (>10 GeV)}

2017年1月6日

第

17回宇宙科学シンポジウム

(16)

Diffuse Gamma-Ray Observation

• Purpose: Sensitivity validation & BG estimation

• _{Data set: from 151013 to 160531 (232 days)}

• Observation Mode: Low Energy Gamma-Ray Trigger

+180°

－

180°

Filtered with point spread

functions to see point sources

Geminga and Crab are clearly identified.

Geminga

Crab

16 2017年1月6日

第

17回宇宙科学シンポジウム

(17)

Projection to Galactic Latitude (|l|<80deg)

17 And comparison with Fermi-LAT’s observation

Considering the contribution from point sources, it was actually consistent

with expectation.

Therefore, it was found that current selection criteria has

a validated sensitivity and can be used to set limit on GW counterpart flux.

Fermi-LAT Data:

2015/10/8-2016/6/02

(using weekly files)

(18)

CALET’s first publication NOT for Cosmic Rays

Accepted article online 25 APR 2016

Space Weather is now a new

topic of the CALET science !!

CHD

X

and Y count rate increase by REP

Relativistic Electron Precipitation

18

(19)

19 CALET UPPER LIMITS ON X-RAY AND

GAMMA-RAY COUNTERPARTS OF GW 151226

CGBM light curve at a moment

of the GW151226 event

Astrophysical Journal Letters 829 L20, 2016 September 20

Upper limit for gamma-ray burst

monitors and Calorimeter

The CGBM covered 32.5% and 49.1% of the GW 151226 sky localization probability in the 7

keV - 1 MeV and 40 keV - 20 MeV bands respectively. We place

a 90% upper limit of 2 × 10

−7

erg cm

−2

_s

−1

_{in the 1 - 100 GeV band where CAL reaches 15% of the integrated LIGO}

probability (∼1.1 sr).

The CGBM 7 σ upper limits are 1.0 × 10

−6

_{erg cm}

−2

_s

−1

_{(7-500 keV) and}

1.8 × 10

−6

_{erg cm}

−2

_s

−1

_{(50-1000 keV) for one second exposure.}

_{Those upper limits correspond}

to the luminosity of 3-5 ×10

49

_{erg s}

−1

_{which is significantly lower than typical short GRBs.}

Calorimeter: 1-100 GeV

HXM: 7-500 keV

SGM: 50-1000 keV

under MoU with LVC

(20)

S4-002_CALET

全文

2017年1月6日

第

17回宇宙科学シンポジウム

1

CALET

S４−００2

第１7回宇宙科学シンポジウム＠宇宙科学研究所

2017.1.6

CALETの軌道上性能と初期成果

研究代表者： 鳥居祥二

早稲田大学 理工研/物理学科

JAXA 有人宇宙技術センター

CALET

CALET collaboration team

O. Adriani

, Y. Akaike

, K. Asano

, Y. Asaoka

, M.G. Bagliesi

, G. Bigongiari

, W.R. Binns

, S. Bonechi

,

M. Bongi

, P. Brogi

, J.H. Buckley

, N. Cannady

, G. Castellini

, C. Checchia

, M.L. Cherry

,

G. Collazuol

, V. Di Felice

, K. Ebisawa

, H. Fuke

, G.A. de Nalfo

, T.G. Guzik

, T. Hams

, M. Hareyama

,

N. Hasebe

, K. Hibino

, M. Ichimura

, K. Ioka

, W.Ishizaki

, M.H. Israel

, A. Javaid

, K. Kasahara

,

J. Kataoka

, R. Kataoka

, Y. Katayose

, C. Kato

, Y.Kawakubo

, N. Kawanaka

, H. Kitamura

,

H.S. Krawczynski

, J.F. Krizmanic

, S. Kuramata

, T. Lomtadze

, P. Maestro

, P.S. Marrocchesi

,

A.M. Messineo

, J.W. Mitchell

, S. Miyake

, K. Mizutani

, A.A. Moiseev

, K. Mori

, M. Mori

, N. Mori

,

H.M. Motz

, K. Munakata

, H. Murakami

, Y.E. Nakagawa

, S. Nakahira

研究代表者：鳥居祥二

早稲田大学理工研/物理学科

_{, Y. Akaike}

_{, K. Asano}

_{, Y. Asaoka}

_{, M.G. Bagliesi}

_{, G. Bigongiari}

_{, W.R. Binns}

_{, S. Bonechi}

_,

_{, P. Brogi}

_{, J.H. Buckley}

_{, N. Cannady}

_{, G. Castellini}

_{, C. Checchia}

_{, M.L. Cherry}

_,

_{, V. Di Felice}

_{, K. Ebisawa}

_{, H. Fuke}

_{, G.A. de Nalfo}

_{, T.G. Guzik}

_{, T. Hams}

_{, M. Hareyama}

_,

_{, K. Hibino}

_{, M. Ichimura}

_{, K. Ioka}

_{, W.Ishizaki}

_{, M.H. Israel}

_{, A. Javaid}

_{, K. Kasahara}

_,

_{, R. Kataoka}

_{, Y. Katayose}

_{, C. Kato}

_{, Y.Kawakubo}

_{, N. Kawanaka}

_{, H. Kitamura}

_,

_{, J.F. Krizmanic}

_{, S. Kuramata}

_{, T. Lomtadze}

_{, P. Maestro}

_{, P.S. Marrocchesi}

_,

_{, J.W. Mitchell}

_{, S. Miyake}

_{, K. Mizutani}

_{, A.A. Moiseev}

_{, K. Mori}

_{, M. Mori}

_{, N. Mori}

_,

_{, K. Munakata}

_{, H. Murakami}

_{, Y.E. Nakagawa}

_{, S. Nakahira}

_{, J. Nishimura}

_{, S. Okuno}

_,

_{, S. Ozawa}

_{, L. Pacini}

_{, F. Palma}

_{, P. Papini}

_{, A.V. Penacchioni}

_{, B.F. Rauch}

_,

_{, K. Sakai}

_{, T. Sakamoto}

_{, M. Sasaki}

_{, Y. Shimizu}

_{, A. Shiomi}

_{, R. Sparvoli}

_{, P. Spillantini}

_,

_{, I. Takahashi}

_{, M. Takayanagi}

_{, M. Takita}

_{, T. Tamura}