CTA報告131：

CTA 大口径望遠鏡のモンテカルロシミュレーションによる月光下での性能評価

三浦 智佳, 大石 理子A, 奥村 曉B, 折戸 玲子C, 片桐 秀明, 神本 匠D, 櫛田 淳子D,郡司 修一E, 齋藤 隆之A, 榊 直人A, 佐々井 義矩B, 高橋 知也E, 種田 裕貴D, 千川 道幸F,中森 健之E, 西嶋 恭司D, 吉越 貴紀A, 吉田 龍生, 李 健F, 他 CTA-Japan Consortium
茨城大理, 東大宇宙線研A, 名大ISEE B, 徳島大総科C, 東海大理D, 山形大理E, 近畿大理工F

Cherenkov Telescope Array (CTA)計画とは
CTA 完成予想図
大口径望遠鏡Large-Sized Telescope(LST)

20 GeV–1 TeV 直径 23 m 視野 4.5 °中口径望遠鏡Medium-Sized Telescope(MST)100 GeV – 10 TeV 直径 12 m 視野 8 °小口径望遠鏡
Small-Sized Telescope(SST)

5–300TeV 直径 4 m 視野 ~9 °Credit: Gabriel Pérez Diaz, IAC, SMM

高エネルギーガンマ線が大気突入時に放つチェレンコフ光を利用してガンマ線放射天体を観測する望遠鏡。
大中小の口径をもつチェレンコフ望遠鏡を、北半球のLa Palma島に計19台(L4,M15)、南半球のParanalに計99台(L4,M25,S70)配置する予定。
現行のチェレンコフ望遠鏡と比較して• 観測可能なエネルギー領域を20 GeV-300 TeVに拡大。
• 10倍の感度の向上。

2

CTA Key Science Projectの一例：ガンマ線バースト
GRB 080916C, Abdo et al. (2009)

Funk et al. (2013)10 GeVFermi衛星により10 GeV程度のガンマ線バーストまで観測されたが、限られた検出有効面積のFermi衛星のみでは高エネルギーガンマ線の統計が不足。
大口径望遠鏡は20 GeV- 1TeVのエネルギー範囲を広い検出有効面積で観測可能であり、短時間の観測でガンマ線バーストのより詳細なスペクトルや時間変動のデータが期待できる。
しかしガンマ線バーストは、地上では1年に1回程度の頻度でしか観測が期待できないため、月光などがある悪条件下でも観測を行うことが望まれる。

3

本研究の目的ガンマ線バーストなどの突発天体の観測を、月光下で行うことを想定し、La Palma島に設置される予定の大口径望遠鏡4台の月光下での性能を、モンテカルロシミュレーションを用いて評価する。
La Palma LST 2018年1月

Credit: Alicia López-Oramas, IAC
4シミュレーションパラメータ
パラメータ

空気シャワー(CORSIKA)

サイト

La Palma

アレイ

大口径望遠鏡 4台

粒子種

ガンマ線、電子、陽子エネルギー範囲
カメラ面イメージ＋
夜光→トリガー判定(sim_telarray)

ガンマ線とハドロンの弁別(EventDisplay)※解析時に任意のスペクトルを再現するためイベントの重みがけを行っている

ガンマ線・電子：2 GeV − 10 TeV
陽子：4 GeV − 30 TeV

べき指数−2.0※

天頂角20 deg.

方位角0 deg. (South)

立体角半径

ガンマ線：0 deg.
電子・陽子：10 deg.

コア半径

ガンマ線： 800 m
電子：1000 m
陽子：2500 m

夜光光電子レート

標準：0.3498 GHz/pixel
5倍 ：1.749 GHz/pixel5

月光のシミュレーション
空気シャワー(CORSIKA)CTAの大口径望遠鏡で観測した場合、La Palma島の月明かりのないときの夜光（星の光など）のレートは光電子(p.e.)単位で0.3498 GHz/pixel半月の場合、空の80%が標準の夜光量の5倍
1.749 GHz/pixel

https://www.ikp.kit.edu/corsika/

カメラ面イメージ＋
夜光程度の夜光量になると推定される。
半月以下の月明かりがあるときにも観測できれば、望遠鏡の稼働率が20%程度増加する。
夜光の量を標準とその5倍の2パターンでシミュレーションする。

→トリガー判定(sim_telarray)6

ハードウェアトリガー方式
1855pixel

焦点面検出器

チェレンコフ光 夜光

隣接21pixel

Analog Sumトリガー

クリッピング閾値を超えるアフター 波形を切る
パルス

Credit: cta-observatory.org

クリッピング

隣接する
21pixelの波高値を合計
トリガー判定トリガー閾値を小さくする→ 月光によるアクシデンタルトリガーレートが増加し、データが取得しきれない。

トリガー閾値を大きくする→ 観測できるガンマ線のエネルギー閾値があがる。

→トリガ―レートとエネルギー閾値から最適なトリガー条件を求める

7

夜光と宇宙線のトリガ―レート5倍

標準チェレンコフ光がない夜光のみのデータと宇宙線のみのデータのトリガ―レートを計算。
夜光のトリガ―レートを十分に抑えられるトリガー閾値にするため、宇宙線夜光のトリガ―レートが宇宙線のトリガ―レートの100分の1となる点をトリガー閾値に取った。

0.3498 GHz/pixelの夜光のトリガ―レート

各クリッピング閾値でトリガー閾値を決定。

1.749 GHz/pixelの夜光のトリガ―レート
宇宙線のトリガ―レート●：clipping 8 p.e.
▼：clipping 20 p.e.
8

標準

5倍

log(Energy/TeV)

トリガーレート[Hz]

ガンマ線のエネルギー閾値

log(Energy/TeV)
0.3498 GHz/pixel
1.749 GHz/pixel●：clipping 8 p.e.
▼：clipping 20 p.e.

5倍標準クリッピング閾値[p.e.]トリガーされるガンマ線のエネルギー閾値が、一定になるところのクリッピング閾値を求めた。
標準: クリッピング閾値：12.5 p.e.
エネルギー閾値：17 GeV
5倍 : クリッピング閾値：20 p.e.
エネルギー閾値：32 GeV
9ガンマ線とハドロンの弁別
ガンマ線のシミュレーションデータから得られるwidth, length等のパラメータの平均値と分散をコアディスタンス(𝑖)、イメージサイズ(𝑗)ごとに計算し、表(Look-up Table)を作成。
実際の観測で得られたあるイベントの𝑤𝑖𝑑𝑡ℎ𝑖𝑗 をLook-up tableを用いて𝑤𝑖𝑑𝑡ℎsc =𝑤𝑖𝑑𝑡ℎ𝑖𝑗 −< 𝑤𝑖𝑑𝑡ℎ >𝑖𝑗Σtel 𝑤𝑖𝑑𝑡ℎsc, 𝑀𝑅𝑆𝑊 =𝜎𝑖𝑗
𝑁telとスケーリングする。これによりコアディスタンスとイメージサイズの依存性を補正することができる。このMRSWと、lengthを同様にスケーリングしたMRSLの分布の違いなどからガンマ線とハドロンを分ける。
Percentage

image size [p.e.]< 𝑤𝑖𝑑𝑡ℎ >𝑖𝑗 , 𝜎𝑖𝑗

3 TeV ガンマ線

ガンマ線の分布

ハドロンの分布10 TeV 宇宙線陽子

core distance [m]

視野の中心

イメージの重心𝑤𝑖𝑑𝑡ℎsc10

ガンマ線とハドロンの弁別
MRSW

BDT
ハドロン

標準ガンマ線

ガンマ線
ハドロン

ガンマ線
ハドロン

63-160 GeV
MRSW

BDT5倍
63-160 GeVMRSL

ハドロン

MRSL

ガンマ線
ガンマ線

ガンマ線

ハドロン
ハドロン

複数あるイメージのパラメータ（MRSW, MRSL等）を、単一の指標（ガンマ線、ハドロンらしさ）に変換する多変量解析を行った。
BDT (Boosted Decision Tree)を使用。
標準と5倍のときで、ガンマ線とハドロンでほぼ同等の分離が得られている。

11

La Palma 大口径望遠鏡4台の点源に対する感度(50h, 天頂角 20度)

5倍の夜光量のとき、閾値が2.5倍(25 GeVから63 GeV)に上がる。

12

まとめと今後
大口径望遠鏡はガンマ線バーストのより詳細なスペクトルや時間変動の観測が期待されており、月光下でも観測を行う必要が出てくる。
クリッピング閾値を4から20p.e.まで変化させ、トリガ―レートを見積もった。
夜光のトリガ―レートを抑え、ガンマ線のエネルギー閾値が一定になるところでトリガー条件を決定した。
ガンマ線とハドロンの弁別能力は、標準と5倍の夜光量でほぼ同等であった。
La Palma 大口径望遠鏡4台の解析結果– 5倍の夜光量のとき、閾値が2.5倍(25 GeVから63GeV)に上がる。

今後、エネルギー閾値を下げるために解析手法を最適化し、短時間の感度の見積もりも行う。
13