2003年宇宙線研スプリングスクール　2003年3月4日

2013年3月6日

テレスコープアレイ

(TA)グループ

佐川 宏行

1

最先端研究

V

最高エネルギー宇宙線

-

宇宙極高現象を探る

-2013/3/06 H. Sagawa

内容

どうやってつかまえるか どのような粒子か どの程度のエネルギーか どこからやってくるか どんなことがわかるか 将来に向けての研究

最高エネルギー宇宙線とは

3 ₃₃₃

観測頻度

エネルギー（電子ボルト）

宇宙線のエネルギーと観測頻度

銀河宇宙線？ 銀河系外成分？ 2013/3/06 H. Sagawa 2nd _knee? ~3x1017 _eV くるぶし Ankle ~5x1018 _eV エネルギーの 限界は?

TA

1018_{– 10}21 _eV

TALE

(TA Low Energy Extension) 3x1016 _{– 10}19_eV 人類が加速できた 最高ビームエネルギー 4x1012_eV@LHC エネルギーが10倍 頻度が約1000分の1

巨大ブラックホール とジェット

宇宙の超高エネルギー加速器

（最高エネルギー宇宙線源候補）

最強磁場 _最強爆発 ガンマー線バースト

クラスター銀河集団

最大重力束縛天体

活動的銀河核

AGN

超高エネルギーの宇宙線 （主にガンマ線やニュートリノ） GUT 粒子 （１０２５_eV） Cosmic String BIG BANG • 超重粒子 • COSMIC STRING 崩壊 からの大統一（GUT）粒子

初期宇宙の痕跡

Z バースト

トップダウンシナリオ

2013/3/06 H. Sagawa 5

最高エネルギー宇宙線をどう

やって見つけるか

最高エネルギー宇宙線観測装置

7 空気シャワー

大気蛍光望遠鏡

地表粒子検出器

エネルギーの決定 粒子種の同定 （陽子、原子核、 ガンマ線、ニュートリノ） 到来方向の決定 大気蛍光 2013/3/06 H. Sagawa Fluorescence Detector (FD) Surface Detector (SD) 縦発達を観測 横広がりを観測

最高エネルギー宇宙線観測装置

680 km2 _{地表検出器}

3箇所に大気蛍光望遠鏡

3000 km2 _{地表検出器}

テレスコープアレイ実験グループ

9 佐川宏行，東龍二B_{，池田大輔，石井孝明}A_{，石森理愛}B_{，伊藤裕貴}C_{，井上直也}D_{，内堀幸夫}E_，有働 慈治F_{，大岡秀行，大木薫，大嶋晃敏}G_{，大西宗博，荻尾彰一}G_{，奥田剛司}H_{，小澤俊介}I_{，小野勝臣}C_， 垣本史雄B_{，笠原克昌}I_{，門多顕司}J_{，河合秀幸}K_{，川上三郎}G_{，川田和正，川名進吾}D_{，北村星爾}B_，北 村雄基B_{，木戸英治，後藤昂司}G_{，小林健太朗}O_{，櫻井信之}G_{，芝田達伸，柴田文哉}A_{，下平英明，白浜} 隆男D_{，高村茉衣}O_{，瀧田正人，武多昭道}L_{，竹田成宏，田中公一}M_{，田中秀樹}G_{，田中真伸}R_，多米田 裕一郎F_{，千川道幸}N_{，千葉順成}O_{，常定芳基}B_，堤一樹B_{，得能久生}B_{，冨田孝幸}C_{，永澤啓介}D_，長滝重 博C_，中村亨P_{，南平兵衛}G_{，野里明香}N_{，野中敏幸，林嘉夫}G_{，林田直明}F_{，日比野欣也}F_{，福島正己} nothing,Q_{，藤井俊博，本田建}A_{，町田和広}A_，松田武R_{，松山利夫}G_{，K. Martens}Q_{，南野真容子}G_，宮田孝 司O_{，向井啓兒郎}A_{，屋代健太}O_，山岡広R_{，山崎勝也}G_，吉井尚S_，吉田滋K_{，米田泰久}G_{，和田吉満}D_，

T. Abu-ZayyadT_{，M. Allen}T_{，R. Anderson}T_{，E. Barcikowski}T_{，J. W. Belz}T_{，D. R. Bergman}T_{，S. A. Blake}T_，R.

CadyT_{，B. G. Cheon}U_{，E. J. Cho}U_{，W. R. Cho}V_{，W. Hanlon}T_{，D. Ivanov}T,W_{，C. C. H. Jui}T_{，O. Kalashev}X_{，H. B.}

KimU_{，H. K. Kim}V_{，J. H. Kim}T_{，J. H. Kim}U_{，V. Kuzmin}X_{，Y. J. Kwon}V_{，J. Lan}T_{，S. I. Lim}Y_{，J. N. Matthews}T_，I.

MyersT_{，S. W. Nam}Y_{，I. H. Park}Y_{，M. S. Pshirkov}Z_{，D. C. Rodriguez}T_{，S. Y. Roh}a_{，G. Rubtsov}X_{，D. Ryu}a_，A.

L. SampsonT_{，L. M. Scott}W_{，P. D. Shah}T_{，B. K. Shin}U_{，J. I. Shin}V_{，J. D. Smith}T_{，P. Sokolsky}T_{，B. T. Stokes}T_，

S. R. StrattonT,W_{，T. Stroman}T_{，S. B. Thomas}T_{，G. B. Thomson}T_{，P. Tinyakov}X,Z_{，I. Tkachev}X_{，S. Troitsky}X_，

G. VasiloffT_{，T. Wong}T_{，M. Wood}T_{，J. Yang}Y_{，R. Zollinger}T_{，Z. Zundel}T

東大宇宙線研，山梨大工A_{，東工大理工}B_，理研C_{，埼玉大理}D_，放医研E_{，神奈川大工}F_{，大阪市大理}G_，

立命館大理工H_{，早稲田大理工}I_{，東京都市大工}J_{，千葉大理}K_{，東大地震研}L_{，広島市大情報}M_，近大

理工N_{，東理大理工}O_{，高知大理}P_{，東大カブリ数物}Q_，高エ研R_，愛媛大S_，

Univ. of UtahT_{，Hanyang Univ.}U_{，Yonsei Univ.}V_{，Rutgers Univ.}W_，INRX_{，Ewha Womans Univ.}Y_{，Univ. Libre}

de BruxellesZ_{，Chungnam National Univ.}a

日米韓露ベルギー

5か国の国際共同実験

最高エネルギー宇宙線をつかまえる

空気シャワー 大気蛍光望遠鏡 地表粒子検出器 微弱な大気蛍光 広大で平坦な土地 月のない夜 人工の光が極力少なく、暗い 天気が良い（雲がない） 大気の透明度が良い

TA観測サイト

ユタ

州

Salt Lake City

(SLC)

SLC空港

ユタ大

日本

SFO SLC

SLC

DELTA 拡大図 SLCから車で3 時間 TAサイト 11 2013/3/06 H. Sagawa

地表粒子検出器

(SD)

507台(

1.2 km 間隔

)

700 km

2

大気蛍光望遠鏡

(FD)

３ステーション

米国ユタ州

北緯

39.3度, 西経112.9度

標高 約

1400 m

テレスコープアレイ

３基の通信塔

507 台の地表粒子検出器 (1.2km 間隔) ７００km2 ３つの大気蛍光望遠鏡 ステーション

米国ユタ州

39.3

o

_{N, 112.9}

o

_W

alt. 1400 m

テレスコープアレイ

13 ３基の通信塔 2013/3/06 H. Sagawa 調布 浦安

シンチレータ地表検出器

光→電気→デジタル化 プラスチックシンチレーター 二次宇宙線 光ファイバー 光電子増倍管

15

昼夜に関係なく稼働率はほぼ１００％

２００８年３月より全アレイ稼働開始

2013/3/06 H. Sagawa データは無線で 通信塔に送信 ソーラーシステム で電源供給

地表検出器データ例

TA地表検出器で捕らえた空気シャワーの例 側面図 平面図 X（東西） X（東西） Y （_南北） 高さ

イメージ

上空から 地表を見る 丸の中心：検出器の位置 丸の大きさ： 大きいほど信号大 色：粒子の到来時間 緑：時間が早い 赤：時間が遅い

カロリメータとしての大気蛍光望遠鏡

17 鏡の反射率 _{光学フィルタの} 透過率 PMTの 量子効率QE 1. 大気蛍光効率 2. 大気補正 光子の損失 光子数 3. 望遠鏡較正 光子数 _{→ ＡＤＣチャンネル} 波長_{[nm] 波長[nm]} 波長[nm]

いろいろな構成要素の

系統的な誤差の積み重ねで

エネルギー測定精度～

20%

大気蛍光望遠鏡ステーション

大気蛍光望遠鏡

TA大気蛍光望遠鏡で捕らえた空気シャワー 夜月のない天気の良い日の観測：稼働率10％程度、 2007年11月より3ステーション稼働 2013/3/06 H. Sagawa 19 上視野カメラ 下視野カメラ 256PMTs 六角形の光電子増倍管 （PMT） 1160mm 1010mm カメラ

サイトに設置した電子加速器を用いた

望遠鏡の較正

(進行中)

• 望遠鏡による空気シャワーのエネルギー測定

– 大気蛍光効率

– 大気透明度

– 望遠鏡（光子数

→デジタル化）

– 空気シャワーの再構成

• エネルギーが分かった電子ビームで疑似空気シャ

ワーを生成して再構成

• 電子加速器の製作

→ユタへの輸送・TAサイトに設置

– 宇宙線研

芝田氏が中心となって、

KEK

の加速器グループ

と共同で開発・製作

全系統的誤差=21%

First light in

September, 2010

Electron Light Source (ELS)

電子ビーム源=

FDのend-to-end エネルギー較正

ビーム射出方向

出力パワー=40MeV ×109e-/パルス×0.1-0.5 Hz

, パルス幅: 1

µsec

ELS@KEK 21

.

既知のエネルギーによる疑似空気シャワーをFDで観測 2013/3/06 H. Sagawa

宇宙線のエネルギーに上限は

あるか

10

17.5

_{eV以上のエネルギースペクトル}

（

2013年7月）

23

Y. Tsunesada, ICRC13 Rapporteur talk

TA

TAとAugerのエネルギースペクトル

TA

10

19.7

_{eV以上の宇宙線頻度の急}

激な減少の解釈の一つ

z

宇宙年齢 赤方偏移

宇宙の進化

ビッグバン

宇宙マイクロ波背景放射

天球上ほぼ等方的に 観測されるマイクロ波 ２．７_K 電子と陽子 →水素原子 （中性） 宇宙の晴れ上がり ～３０００_K １９４０年代 ジョージ・ガモフ等予言 １９６５年ベル研究所のベンジアスと ウィルソンが発見 26

急激な減少の解釈：

GZK

カットオフ

(最高エネルギー宇宙線と背景放射との反応)

• １９６５年：マイクロ波宇宙背景放射の発見

• １９６６年

：グライゼン

(

G

)、ザツェピン(

Z

)、クズミン(

K

)が提唱

– 特殊相対性理論

により

–

1.5億光年付近

より遠く

から来る

–

10

20

eV

付近以上の

（陽子）宇宙線

は

– 背景放射（

2.7K: ~10

-3

eV）

と反応して急激にエネルギーを失い地

球に到達できない

27 2013/3/06 H. Sagawa

γ+ p→Δ

（

1232

）

→ π

o

_{p or π}

+

_n

γp

γ+ p→Δ

（

1232

）

→ π

o

_{p or π}

+

_n

2

𝛾𝛾

𝜇𝜇

+

𝜈𝜈

𝜇𝜇

→ 𝑒𝑒

+

𝜈𝜈

𝑒𝑒 𝜇𝜇

̅𝜈𝜈

𝜈𝜈

𝜇𝜇

その過程の後に生成される

超高エネルギーガンマ線・ニュートリノ

が見つかるはず

10

19.7

_{eV以上の宇宙線頻度の急激な減少が}

宇宙背景放射光子と陽子宇宙線との反応

(GZK過程)

によるならば

超高エネルギーガンマ線・ニュートリノの探索

最高エネルギー宇宙線はどんな

粒子か

最高エネルギー宇宙線の種類の同定

• 進行方向への空気シャワー発達の仕方の違い

50 station・years

γ

ｐ

ν

ν

Fe

X_max(Fe) X_max(p)

31

宇宙線

望遠鏡で 測定した 光電子数 シミュレーション 実験データ例 Xmax

空気シャワー最大発達深さ

Xmax

650 g/cm2 2013/3/06 H. Sagawa 高度と大気の深さ

FD ステレオ Xmax

TA データはQGSJET-II-03 陽子モデルと一致 ( E > 1018.2 _eV)

33

10

18

_eV

10

19

_eV

10

20

_eV

宇宙線の到来方向と天体の位置との

相関を調べる

• 近傍の特徴のある天体

の位置との相関

–

AGN（活動的銀河核）など

• プロジェクト研究の一環

• 近傍宇宙の物質構造

との相関

– 大規模構造（

LSS: Large-Scale Structure）

• 自己相関

（宇宙線同士の到来方向の相関）

近傍宇宙の物質構造との相関

GZK

機構が働いているならば

• 遠方にある銀河から最高エネルギー宇宙線

は到来できない

Large-Scale Structure：大規模構造

• 陽子

LSS モデル:

–

2MASS 銀河 赤方偏移 カタログ (XSCz)

– 灰色のパターン（下図）

•

E > 57 EeV

, 6

o

smearing

2014/1/29 佐川宏行_{@ KEK 37} おとめ座 銀河団（_20Mpc） ケンタウルス 超銀河団（_60Mpc） かみのけ座 銀河団（_90Mpc） おおぐま座銀河団（20Mpc） エリダヌス座銀河団 （30Mpc） 炉座銀河団（20Mpc） ペルセウス・ うお座超銀河団 （_70Mpc） クジャク・ インディアン座 超銀河団（_70Mpc） 銀河面 (5.7x1019_eV) 1pc = 3.26光年

LSSとの相関

• 陽子

LSS モデル:

– 灰色のパターン（下図）

• E > 57 EeV, 6o smearing • 前頁の図にacceptance がかけたもの

• 白点（下図）

: 52 TA 事象

–

E > 57 EeV

– 天頂角

< 55

o 銀河面 0o 360o theta: Gaussianでの歪み角 5%

・

Isotropy

モデルの

p値

~ 0.1%

(6

o

_{smearingで）}

・

LSS

モデルの

p値

~10%

(小さい p値は適合性が悪い) 適合度良い

Autocorrelations（自己相関）

39 P(δ) = Pr(N_{pair(𝛿𝛿) > N(𝛿𝛿)pair}): Isotropyモデルで 分離角がδ以下の 期待ペア数が 観測ペア数を越える確率 小さい P(δ)値: Isotropyからのずれ

分離角

𝛿𝛿

0.004 2014/1/29 小規模の 異方性なし 佐川宏行_{@ KEK} 二つの宇宙線の到来方向の分離角度 iso obs EeV = 1018 _eV (5.7x1019 _eV)

TAが測定した到来方向の

ホットスポット

(5.7x10

19

_{eV以上の72事象)}

40

有意度：

5.1 σ (事前確率)

偶然起きる確率：

3.6 σ (1.4×10

−4

)

超銀河面 銀河面

半径

20°の円でoversampling

赤道座標

ＴＡ

SD Energy spectrumに対するモデルのフィット

2014/1/29 41 p-LSS model p + γ_CMB  p + e+ _{+ e} -p + γ_CMB  p + Δ resonance p-isotropy model フィット曲線（4パラメータ） . 宇宙線源でのスペクトルの べき乗則の指数：γ . 宇宙線源密度 _∝ (1+z)m

m: the evolution parameter

z : 赤方偏移 . エネルギースケール と 規格因子 LSSモデルに対するフィットの結果 γ = -2.37+-0.08 m = 5.2+1.2-1.3 logE’/E = -0.02+0.04 – 0.05 m = 5 (AGN) m = 4.8 (GRB) m = 3 (QSO) 銀河系外陽子でフィット . LSS (~2MASS XSCz) . isotropy

Propagation: CRPropa v2.0, SOPHIA: pion prod.

Preliminary

佐川宏行_{@ KEK}

将来計画

–

TA×4（TA SDサイズ4倍拡張計画）

– 低エネルギーへの拡張

• 銀河系宇宙線

←→系外宇宙線

– 装置サイズの更なる拡張

• 統計を格段に増やして詳細な研究

・ カットオフが陽子のGZKカットオフなら 異方性が観測されるはず ・ ＴＡ５年データで3σ程度の異方性のヒント • TA SD 4倍拡張 (~3000 km2) – 2.1km間隔で500台のシンチ検出器設置 (日本側) • 2013年10月科研費申請 – 10 HiRes望遠鏡（ ）の再利用 (米国側) • 2014 – 2015年度: 2年間建設 • 2016 – 2018年度: 3年間観測 • 2019年3月までに – 20年 TA SDデータ – 14年 TA hybridデータ (エネルギースケール, Xmax) • 異方性の研究 – 3𝜎𝜎程度の異方性(5年 TA SDデータ) ↓ – 5𝜎𝜎程度の異方性を期待(20年 TA SDデータ) • より高統計で – カットオフ以上のスペクトル測定 – カットオフ付近のXmax測定 • 超高エネルギーガンマ線/ニュートリノ探索

TA×4計画（提案中）

43 2014/1/29 TALE FD TA MD FD TA SD TALE SD TA LR FD TA BR FD

TAx4 SD

TAx4 FD

佐川宏行_{@ KEK}

TALE (TA Low-energy Extension)

•

E = 10

16.5

– 10

19

eV

–

Second knee

at ~10

17.5

eV?

– 銀河系宇宙線

から

銀河系外宇宙

線

の遷移

?

• 1017~1018 eVでの質量組成の変化?

–

10

17

eV 宇宙線空気シャワー：

LHC

重心系の

pp反応と等価

• 建設

–

TALE FDは10台建設済→稼働

–

TALE SD 105台中35台設置→部分

稼働

•

2013年秋に残りのTALE SD建設の

予算申請

TA SD TA×4 SD 計画 TALE SD TA MD FD TALE FD TALE hybrid

TA +

TAx4

+

TALE

+

NICHE

(提案中) (提案中) 2014/1/29 佐川宏行_{@ KEK 45} (16.5 19) TA TALE 13 14 15 16 17 18 19 20 21 Log₁₀(E/eV) Lo g10 (E 2 xF [eV 2 m -2 s -1 sr -1 ]) 26 25 24 23 2nd knee? ankle GZK cutoff? NICHE

5桁 のエネルギー領域に渡って (10

15.8

_{~ >10}

20.8

_eV)、

TA と

TAx4

, と TA and

TALE

, と

TALE

と

NICHE*

でクロスチェックし、

ＴＡサイトでELSを用いてend-to-endでエネルギーの絶対較正を行い、

エネルギーと組成 の精密測定

(15.8 – 18) (18 – 20.8)

TAx4

NICHE: Non-Imaging CHErenkov detector

全_FDと

JEM-EUSO

Extreme Universe Space Observatory onboard Japanese Experiment Module

• 宇宙

からの超高エネルギー宇宙線の観測

– 大統計

– 全天のデータをほぼ一様に取得

宇宙線研のTAグループも2012年１２月に JEM-EUSOグループに参加

Setup of JEM-EUSO prototype @ TA

2013/3/06 H. Sagawa 47

サイズの拡張（

3）

宇宙線からの電波の観測

_{(試験段階)}

アイディア：安価なアンテナ受信装置で拡張しやすい

24時間稼働

電波エコー観測 （レーダー法）

TAサイトでの電波観測試験

•

電波エコー観測

– TARA (TA RAdar) – TA＋米国（BNL+3大学）＋ 極地研

•

ELSの疑似シャワーからのGHz 帯制動放射観測試験

– Augerグループのカールスルーエ工科大学（独）/シカゴ大 学（米）のチーム – 甲南大学/大阪市大など 49 2013/3/06 H. Sagawa 2012年3月 TA & Auger members 送信機 受信機 *: ELS (望遠鏡較正用電子線形加速器) デルタ市 LRサイト

TA SDバースト現象

• バーストの定義

–

1ミリ秒内

に地表検出器の空気

シャワートリガー

が

3

つ以上

あり

•

>3/0.001秒 ～

5000事象/秒

– 普通の宇宙線の取得頻度～5×10-3事象/秒

• バースト事象は普通の宇宙線に比べて

6桁も頻度が高い

•

2008年5月から2013年5月までのバースト現象数

–

10例

あり

• その中で

5例

が空気シャワー再構成プログラムで

再構成

51

TA SDバースト現象の例

東西距離（km） 南北距離（km）

時間（マイクロ秒）

TA SDバースト現象

• バーストの定義

– 1ミリ秒内に地表検出器の空気 シャワートリガーが3つ以上あり

•

2008年5月から2013年5月まで

のバースト現象数

– 10例あり – そのうち5例で空気シャワー再構 成プログラムで再構成できた空 気シャワー事象あり

• バースト現象の起源は？

– 現象が起きた月 • 6月(2回), 7月(4回), 9月(3回), 10月 (1回) • これらの月は激しい雷が多い季節 2013/12/21 53 時間 再構成 コア位置 Date TA バースト 事象 YYMMDDhhmmss (H: 海抜高度)

TA SDバースト現象

•

バースト現象の起源は？

– 現象が起きた月

• 6月(2回), 7月(4回), 9月(3回), 10月(1回)

• これらの月は激しい雷が多い季節

•

NLDN

（_{National Lightning Detection Network） 米国} 雷検知ネットワーク – VLF(超長波) 検出 – 情報 • 時間, 二次元座標, ピーク電 • flag: 雲放電(C)/対地放電(G)

•

LG: 雷

– 青字：TA事象との差±1ミリ秒以内 • 結果としてすべて雲放電 – 赤字：TA事象との差±200ミリ秒以内 • 結果としてすべて対地放電 時間 再構成 コア位置 Date TA バースト 事象 YYMMDDhhmmss (H: 海抜高度)

雷と相関した

TA SDの再構成事象の

例

2013/12/21 55 X (m) Y (m ) 地表からの 距離 (m) (X, Y): CLFからの距離 西 東 北 南 Cloud-Cloud 300 m 300 mの半径: 50%の誤差 Core position (on the ground) of TA events Reconstructed axis of TA event at 3000 m Burst 120706 014911 184307us 184219us 184122us 1 km

雷観測

TA/LMA

• LMA: Lightning Mapping Array

– ニューメキシコ工科大学(NMT)によって開発された VHF受信機アレイ – 三次元再構成、良い分解能 • TA/LMA: ＴＡサイトでの試験LMA(2013年9月より) – 10受信機ステーション • (図中の青い点₎ 56 Long Ridgeに仮移設されたＬＭＡ装置 (R. Thomas, NMT) MD FD BRM FD LR FD

今後の測定に乞期待

まとめ

• ＴＡ装置：

2008年から順調に稼働中

• ＴＡの

5年間のデータの結果

– エネルギースペクトル

• 宇宙線頻度が最高エネルギー領域でGZKカットオフと矛盾がない急激な 減少の確認 – 1019.8eV以上で5.7𝜎𝜎

– 組成

• 陽子と矛盾なし

– 異方性

• 異方性のヒント: 3σ程度の有意度 – ホットスポット(20o) ~3.6𝜎𝜎

•

TAの拡張計画

–

TAx4

: proposal to quadruple TA SD apertureを4倍にする提案

• 5年後に5σ程度の異方性の確認を目指して

–

TALE

: 10

16.5

eV程度までの低エネルギーへの拡張

• 10台の全FDとSDアレイが部分的に稼働中

• 雷

と相関した地表検出器による広域の

バースト

事象を観測

• ＴＡサイトでの共同研究

: いくつか実行済、実行中、新たな検討

57 2014/1/29 佐川宏行_{@ KEK}