CTA報告177:
CTA⼤⼝径望遠鏡初号機のカメラ較正

⽇本物理学会2021年秋季⼤会
2021年3⽉13⽇

⼩林志鳳A，阿部⽇向A，稲⽥知⼤A，猪⽬祐介A，岩村由樹A，⼤⽯理⼦A，⼤岡秀⾏A，⼤⾕恵⽣A，岡知彦B，岡崎奈緒A，奥村曉C, D，折⼾玲⼦E，⽚桐秀明F，櫛⽥淳⼦G，窪秀利B，
郡司修⼀H，齋藤隆之A，榊直⼈A，櫻井駿介A，Marcel StrzysA, I，砂⽥裕志J，Anatolii ZeninC，⾼橋満⾥A，⾼橋光成A，⽴⽯⼤J，⽥中真伸K，千川道幸A，⼿嶋政廣A, I，寺⽥幸功J，⾨叶冬樹H，中森健之H，⽣天⽬康之G，⻄嶋恭司G，野上優⼈F，野崎誠也B，野⽥浩司A，野村亮介A，Daniela HadaschA，原⽥善規G，深⾒哲志A，Ievgen VovkA, I，Daniel MazinA, I，⼭本常夏L，吉越貴紀A，吉⽥⿓⽣F，他CTA-Japanコンソーシアム
東⼤宇宙線研A，京⼤理B，名⼤ ISEEC，名⼤ KMID，徳島⼤理⼯E，茨城⼤理F，東海⼤理G，⼭形⼤理H，マックスプランク物理I，埼⽟⼤理J，KEK 素核研K，甲南⼤理⼯L

⾓度分解能 ~0.05度@ 1 TeV
エネルギー分解能 ~7%@ 1 TeV(1)=l,b,(0yHAW

PaLA

ssT

8Pa

(1ss10

期待される感度20,)=l,b,(0y(18-11LATCHA

1yeWCMAGIC 50

10-125yeararh

ASVE50h

T
RI

rth

H.E.S.S. 50 h

10倍ACTA

10-1utoS50hh

CT

Differential flux sensitivity

10-2Noh

10-1350

1Energy E (TeV)10

www.cta-observatory.org/science/cta-performance/ (prod3b-v1)••

E2 x Flux Sensitivity (erg cm-2 s-1)

• ⼤中⼩の望遠鏡を展開• 現⾏の望遠鏡と⽐べて• 10倍の感度向上• 10倍広いエネルギー帯域
20 GeV - 300 TeV(0現在建設中の新たなガンマ線天⽂台45)),0))

Cherenkov Telescope Array, CTA

102

R

＠カナリア諸島ラパルマ (⼤⼝径望遠鏡4台、中⼝径望遠鏡15台)

⼤⼝径望遠鏡初号機
https://www.cta-observatory.org/about/how-cta-works/
credit: Gabriel Pérez Diaz, IAC

CTA北サイトの完成予想図
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⼤⼝径望遠鏡(Large Size Telescope, LST)
LST初号機- 1855 PMTs
- QE > 40%- 1 GHz サンプリング⼝径23 m

反射鏡

焦点⾯カメラ

焦点距離28 m

科学観測へ向け試験運転中• 広い反射鏡と⾼感度かつ⾼速読み出しのカメラ• 低エネルギー側 (20GeV - 3 TeV)の観測に重要。
• ⾼速回転 (<20秒)により突発天体の観測も可能。
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LSTカメラの電荷較正の必要性
ガンマ線由来の電磁シャワーはチェレンコフ光を放射

チェレンコフ光をPMTで電荷に変換して検出
チェレンコフ
光⼦

読み出し
回路

PMT
光電⼦数

Np.e.

増幅

増幅+
AD
変換

読み出し
電荷Q

変換係数
https://www.cta-observatory.org/about/how-cta-works/

検出光電⼦数と電荷の対応

チェレンコフ光の明るさは⼊射ガンマ線のエネルギーにおおよそ⽐例する。
ガンマ線のエネルギー再構成にはチェレンコフ光量の推定が肝⼼。

→ カメラの電荷較正(変換係数の⾒積もり)が重要。
LSTの電荷分解能に対する要求値は10%4Fファクター法による較正
較正⽤光源から得られる読み出し電荷の分布を使い、その光源から検出される光電⼦数を推定。
変換係数

検出光電⼦数電荷分布 (現地で測定)
PMT数

Fファクター(PMTに固有)
Fファクターは事前に実験室で測定
F2 ~ 1.2

ポアソン統計F2

⽇本物理学会2015年秋季⼤会
⾼橋光成
その他 CTA-Japanコンソーシアム

観測中であっても変換係数の変化をモニターすることが可能
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本研究の動機
本研究の⽬的LST初号機カメラの電荷較正の安定性を確かめる。
この⽬的のため、以下の項⽬について調査した。
1. 時間安定性
⻑時間(約3時間)の較正データを取得

2. 背景光レベルに対する安定性
背景光レベルが変動する状況で較正データを取得

3. 望遠鏡の向きに対する安定性
望遠鏡の天頂⾓と⽅位⾓を変えて較正データを取得

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較正結果の時間変化
3時間の較正⽤データで時間安定性を調査(1849 PMTの平均をプロット)

推定光電⼦数[p.e.]

Fファクター法による推定光電⼦数 Np.e.

推定光電⼦数Q [ADC×ns]

読み出し電荷 Q

読み出し電荷[ADC×ns]

C [ADC×ns/p.e.]変換係数 (C = Q / Np.e.)

読み出し電荷と推定光電⼦数との間に線形性を確認。
検出光電⼦数は~2%ほど変動しているが,変換係数は光電⼦数とは独⽴で、時間に対して安定時間であることを確認できた。
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変換係数の時間安定性の詳細
PMT 1849本の平均、104イベント(~10秒) 毎に較正
変換係数[ADC×ns/p.e.]

標準偏差 0.05%
統計誤差 0.04%

変動は0.1%より⼩さく、統計誤差とおおよそ⼀致。
時間

変換係数[ADC×ns/p.e.]変換係数[ADC×ns/p.e.]

1 PMT、105イベント(~100秒) 毎に較正+1%

-1%+1%

１PMTでも変動は１%より⼩さく、揺らぎは統計誤差程度。

-1%
時間

標準偏差 0.55%
統計誤差 0.48%

変換係数[ADC×ns/p.e.]8背景光レベルに対する安定性
背景光レベルが変動する状況で較正⽤データを取得。
(LSTでは5倍の背景光レベルでも観測できることが要求されている。)- 5倍の背景光 →1％未満の変化- 10倍の背景光 → 2％以内の変化
2020年9⽉9⽇(⻘⾊)のデータは背景光レベルの範囲が狭く、誤差が⼤きい。

背景光は較正に⼤きく影響しない。

変換係数のPMT平均 [ADC×ns/p.e.]変換係数の背景光レベル依存性をフィット。
通常時からの変換係数の変化を⾒積もった。

通常時

5倍

10倍

1 - 5%(フィットの誤差)
1.1%
2.0%
1.6%
10倍の夜光レベルでの変化は2%以内

背景光レベル

ただし、変換係数の背景光依存性の原因については今後調査が必要。
• 背景光レベルや背景光に晒された時間による実際のPMTゲイン変化︖• 温度など背景光以外の系統的要因︖
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望遠鏡の向きに対する安定性
望遠鏡を異なる⽅向に向けて較正⽤データを取得。

⽅位⾓
[deg]

天頂⾓
[deg]

変換係数のPMT平均の相対値

変換係数のPMT平均の相対値

変換係数が望遠鏡の回転と同期して⼩さな (~0.5%) 変動を⽰した。

時間全く問題にはならない••

⽅位⾓[deg]

変動は⼩さい (~0.5%)
実際のPMTゲインの変化なら、Fファクター法で追跡できる。

変動の原因を明らかにするため、地磁気との相関を調査した。
10変換係数と磁場の相関
望遠鏡サイトの地磁気からPMT内の磁場の成分を計算。
地磁気

Z

B

BX = 0.036 mT
BY = 0.003 mT
BZ = -0.024 mT

PMT内の磁場xDy1

Y

変換係数のPMT平均の相対値

y
Dy2

Dy2

http://www.geomag.bgs.ac.uk/data_service/models_compass/igrf_calc.html

南y

北

X

Dy1
⦿x

B(X, Y, Z) → B(x, y, z)のきてしていす。

変換係数とPMT内部の磁場に相関を確認︕
磁場によるPMTゲインの変化を⽰唆。

70.89°

70.89°

LST初号機カメラをFファクター法で較正すれば磁場によるわずか ~0.5%の変動を検出可能。
カメラの安定性と較正精度の⾼さを⽰している。
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まとめ¤ ガンマ線のエネルギーはチェレンコフ光の明るさから推定でき、精度の良い推定にはカメラの電荷較正が重要である。
(LSTの電荷分解能に対する要求値は10%)¤ 本研究では、LST初号機カメラの電荷較正の安定性を調査した。
¤ 3時間の較正データから、変換係数は時間に対して安定であり、１PMTだけを⾒ても変動は１％よりも⼩さいことが確かめられた。
¤ 背景光レベルによる変換係数の変化は、5倍の背景光で1%以内、10倍の背景光で2%以内であり、⼤きな問題にはならない。
ただし、背景光依存性の原因については今後調査が必要。
¤ 変換係数がPMT内の地磁気成分と相関して~0.5%変動することを確かめた。
これは、LST初号機カメラの電荷較正の安定性と精度の⾼さを⽰す。
¤ 以上の結果より、LST初号機カメラの電荷較正が安定して働いており、時間(3時間)、夜光レベル、望遠鏡の向きは較正結果に⼤きく影響しないことが確かめられた。
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