CTA報告 95:Direct Cherenkov光を用いた宇宙線化学組成計測手法のモン
テカルロシミュレーション評価(II)大石理子, 石尾一馬, 荻野桃子, 片桐秀明A, 櫛田淳子B,郡司修一C, 斎藤隆之D, 榊直人E, 西嶋恭司B, 平井亘B,増田周D, 吉越貴紀, 吉田龍生A他 CTA-Japan Consortium
東大宇宙線研、茨城大理A、東海大理B、山形大理C、京大理D、阪市大理E
2015年春季物理学会@早稲田大学

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Contents
PeV領域近傍での宇宙線化学組成計測の動機
Direct Cherenkov光を用いた宇宙線電荷計測の原理
CTAのアレイ配置とMC シミュレーション
Direct Cherenkov光イベント抽出の解析手法
H.E.S.S. like 解析で期待される宇宙線鉄/雑音陽子の検出数
DC光到来時刻特性とtiming cutの効果(MST)Summary

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PeV領域近傍の宇宙線化学組成計測
 宇宙線スペクトルの3PeV近傍”knee”構造が系内天体での加速限界の反映であるな
らば、エネルギーが高くなるにつれ電荷の大きい重い元素の比率が増加すると予想される

 PeV近傍の重元素スペクトル
計測は、低エネルギー(<PeV)領域は飛翔体によって、高エネルギー(>PeV)領域は空気シャワーアレイ実
験によって担われている 化学組成の測定結果は実験ごとにばらつきが大きいのが現状

PeV

http://cerncourier.com/cws/article/cern/28675
電荷分解

有効面積

飛翔体

良好

小

地上EASアレイ困難

大2015年春季物理学会@早稲田大学

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Direct Cherenkov光を用いた宇宙線電荷計測の原理
DC光 一次粒子が大気上層部で放出する
Cherenkov光を地上の望遠鏡で集光・検出

宇宙線粒子

焦点面検出器上での位置関係

単位長さあたりのチェレンコフ光子放出数:

非弾性散乱

𝑑𝑁𝑐
= 2𝜋𝑍 2 𝛼𝑑𝑠𝑒2α : 4𝜋𝜀 ℏ𝑐0

sin2 𝜃𝑐𝑑𝜆𝜆2cos𝜃𝑐 =1𝑛𝛽

 単位長さあたり発光量は電荷数Zの二乗に比例することを用いて、地表での検出光量から親粒子の電荷数を測定可能

地上望遠鏡を使用したDirect
Cherenkov光検出手法の概要

 この地上の反射鏡を用いた観測手法の初めての定量的評価は Kieda et al. (2001)
による
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CTAアレイの配置とMCシミュレーション
 シミュレーションツール：空気シャワー記述部分はCORSIKA(6.990),装置応
答記述部分は独自ツール(sim_telarray)。Hadron interaction modelはQGSJETIIを使用。
 使用したアレイ配置 Production 2 ：sub-Array 2A の LST(4台)/MST(24台) 鉄(z=26)に加え､陽子(z=1)をバックグラウンドデータとして生成
sub2A 望遠鏡配置

鉄(z=26)y (m)1kmMST

LST

天頂角z= 20 deg

角度範囲0-10 deg

コア半径1000 m

べき指数-2.0*エネルギー帯
イベント数x (m)陽子(z=1)

5 TeV 1 PeV
8.0×106

100 GeV 1 PeV
2.6×108*解析時に-2.7になるようイベントに荷重シャワーイベント抽出時のイメージクリーニングと鉄粒子に対する到来方向・コア位置再構築精度
 イメージ解析に使用するピクセル光量は時間方向(サンプリングピッチ：LST1GHz, MST 500Mz)に積分したものを使用（将来的には改善が必要） 個々のピクセルの信号ピーク時刻の前後 16ns を積分
 Direct Cherenkov発光のエネルギーしきい値(~20 TeV) を考慮し、解析の初段のimage-cleaningのpixel光量しきい値をガンマ線解析と比較して高く設定(LST100p.e./200p.e., MST 50p.e./100p.e)
 しきい値を高く設定することで、望遠鏡近傍を通るミューオン由来のチェレンコフ光などを排除し角度分解能を向上させることが可能
到来方向分解能鉄

コア位置分解能

エネルギー分解能

鉄鉄

Direct Cherenkov 光event抽出の解析手法:
H.E.S.S.の場合
Parameter

Cut Condition

𝑄𝐷𝐶<0.14ln∆𝑑𝑖𝑟𝐷𝐶<0.45∆𝐷𝐶𝑐𝑜𝑔>0.17<0.91∆⊥
𝐷𝐶<0.23

𝑅𝑐𝑜𝑟𝑒<40m>170m

𝐼𝐷𝐶−𝑝𝑖𝑥𝑒𝑙

𝐼𝑡𝑜𝑡 𝑝.𝑒. /161
cos(𝜃)<2500 p.e.

再構築された到来方向

 Direct Chereknov pixelの探索対象となる望遠鏡・カメラ面内領域の選択パ
ラメータ
 選択領域の中で最も小さいQDCを持つピクセ 赤枠内のみHESSの値をそのまま使用
ルを DC-pixelと同定。QDCの値でカットをかけて鉄イベントを選別
𝐼𝑚𝑎𝑥.𝑛𝑒𝑖𝑔ℎ𝑏.
𝑄𝐷𝐶 = これらの条件を満たす望遠鏡が最低2台ある
𝐼𝑝𝑖𝑥𝑒𝑙2015年春季物理学会@早稲田大学
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ことを要求

QDC cut value First interaction heightとエネルギーの値からDC発光条件を満たすイベントサンプ
ルを選択しminQDCの分布からカット値を求める
鉄DC発光サンプルに対する
min. QDC分布

MST

全イベントサンプルに対する
min. QDC分布

MST
鉄LST
鉄MST
陽子

LST陽子

LST
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H.E.S.S. like解析で期待される宇宙線Fe/pの計算に使用した微分フラックス
検出数（MST)
積分イベントレート

𝐼𝐹𝑒 = 2.2 ± 0.9 × 10−2 𝐸/𝑇𝑒𝑉 −2.62(Aharonian et al. 2007)

𝐼𝑝 = 8.95 × 10−2 𝐸/𝑇𝑒𝑉 −2.7(/m-2/sec/str/TeV)

 50時間観測, E>20 TeVで期待されるイ
ベント数は5.1×103
 100TeV超領域で陽子の混入率が高く解析のチューニングが必要
各段階のイベントのエネルギー分布

陽子混入率

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H.E.S.S. like解析で期待される宇宙線Fe/pの検出数（LST)  MSTと比較し台数が少なく有効面積
積分イベントレートが減る

 陽子の除去率は高い。現状のデータ
統計で陽子の混入はゼロ

 50 時間観測, E>20TeVで期待されるイ
ベント数は5.4×102 eventsと推定
各段階のイベントのエネルギー分布

陽子混入率

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DC光の到来時刻の特性
DC発光イベントサンプルのDCピクセルタイミン
グ分布・シャワー軸との距離との関係

 Direct Cherenkov光はシャワー粒子より上空で生成されるため、地上への到達時間がシャワー極大からのチェレンコフ光と比較して数
nsec 遅れる 実際に検出される信号のピーク時刻の差には、反射鏡の光路差の効果も含まれる
 MSTS/LST反射鏡での反射後でもDC光ピクセルのピーク時刻の遅延の特性は認識できる

誤判定
成分

DC 成分

誤判定成分
DC 成分

MST

DC 成分
誤判定成分

誤判定成分

LSTDC成分11

Timing cutの導入の効果(MST)
陽子の積分レートの変化

 DC (min QDC) pixelの探索条件に信号ピー
ク時刻を追加：𝑡𝑖 >1𝑁𝑡𝑖 (ピーク時刻平均)

 雑音陽子を低減し、陽子混入率を下げる効果があるが、特にE>100 TeVの高エネル
ギー領域ではピクセル光量の時間積分方法の調整と合わせた解析手法の改善が必
要
鉄の積分レートの変化

陽子の混入率の変化

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12summary + 今後の予定
 CTAでのsub2A MST (24台)/LST(4台) アレイに対し、宇宙線鉄(z=26) と陽子のデータを生成し、H.E.S.S paperを参考にした解析を適用した。
 QDC cut後に残る鉄のイベント数は、 観測時間50 hour としてE> 20 TeVで5.1×103 (MST), 5.4×102 (LST)と推定｡H.E.S.S.観測では357 hour で 1899
eventsであり、24台MSTではイベント数は一桁増加したことになる。
 MSTについてはat 20TeV で~6%程度の陽子の混入が見積もられ、E>100
TeV領域では陽子と鉄がcomparableになる。特に高エネルギー領域での鉄選択解析の改善が必要。
 DC光の到来時刻特性を利用したタイミングカットをテストした。陽子混入率を下げる傾向は見られているが、今後陽子データの統計量を改善し、より定量的な改善度の評価を行う。
 今後、より現実的な装置記述を取り入れて改善されたシミュレーションツールprod3を用いて鉄(z=26)の電荷分解能の評価を行い、またSi(Z=14)などのより軽い元素についても同様の検討を行う予定。
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