⾼高エネルギーガンマ線でみる
極限宇宙2013

2013年9⽉月4⽇日

ECCによる⾼高エネルギー宇宙線電⼦子スペクトル	  吉⽥田健⼆二	  芝浦⼯工業⼤大学

はじめにエマルションチェンバー（ECC）による気球観測：Ê ⾼高エネルギー宇宙線電⼦子の観測を⽬目的	  Ê 宇宙線加速機構の解明、近傍の宇宙線加速源の同定	  Ê 14回の気球フライト(1968-­‐2001)、SΩeT=8.19m2srday	  =>	  ⾼高エネルギー宇宙線電⼦子スペクトル	  Ê By-­‐product	  Ê ⼤大気ガンマ線エネルギースペクトル	  =>	  宇宙線陽⼦子エネルギースペクトルの導出	  Ê LPM効果の検証
2013年9⽉月4⽇日2

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⾼高エネルギー宇宙線電⼦子の特徴
Ê 宇宙線中の⾼高エネルギー電⼦子	  Ê 低質量で、核相互作⽤用なし	  Ê 銀河系内伝播中のエネルギー損失：	  Ê シンクロトロン放射、逆コンプトン散乱過程	  	  	  	  dE/dt	  =	  -­‐bE2	  Ê 銀河系内の電⼦子の伝播：	  Ê 原⼦子核成分に⽐比べて取り扱いやすい伝播過程	  Ê ⾼高エネルギー宇宙線電⼦子観測	  =>	  宇宙線の起源、加速、伝播機構の解明へ

2013年9⽉月4⽇日	  3

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数100GeV-­‐数TeV領域の電⼦子観測
Ê 近傍の加速源の同定	  Ê WIMP暗⿊黒物質起源の電⼦子+陽電⼦子シグナルの検出
SNRsモデルによる宇宙線電⼦子スペクトルの計算例

Kobayashi	  et	  al.	  2004	  D=4x1029cm2s-­‐1@1TeV	  D=1x1029cm2s-­‐1@1TeV	  =>ECCによる⾼高エネルギー電⼦子観測2013年9⽉月4⽇日	  4

⾼高エネルギーガンマ線でみる極限宇宙2013	  ⾼高エネルギー電⼦子観測Ê 電⼦子フラックス： 陽⼦子の~1%	  @10GeV	  Protons	  Ê 電⼦子スペクトル：陽⼦子より急なべき	  Ê Index:	  ~-­‐3.0	  for	  e,	  -­‐2.7	  for	  p	  Ê ⾼高エネルギーの電⼦子観測	  Ê 電⼦子フラックスの急激な減少（ベキ~-­‐3.0）	  Ê 陽⼦子バックグラウンドの増加	  Ê 観測装置に要求される性能	  Ê ⼤大きな幾何学的因⼦子	  (SΩ)	  Ê ⻑⾧長時間の観測	  Ê ⾼高い陽⼦子バックグラウンド除去能⼒力力
2013年9⽉月4⽇日	  5Electrons	  宇宙線電⼦子と陽⼦子のエネルギースペクトルの⽐比較

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最近の電⼦子スペクトル観測結果１
Fermi-­‐LAT

Fermi-­‐LAT：
電⼦子とハドロンの識別(M.Ackermann	  et	  al.	  2010)

H.E.S.S.

=>	  間接観測

PAMELA (O.Adriani	  et	  al.	  2011)<=	  600GeVまでの観測(Aharonian	  et	  al.	  2009)2013年9⽉月4⽇日

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最近の電⼦子スペクトル観測結果２MAGIC =>	  間接観測

AMS-­‐02(AMS-­‐02	  Collaboration,	  2013)(D.Borla,	  2011)2013年9⽉月4⽇日<=	  600GeVまでの観測

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気球観測⽤用エマルションチェンバー（ECC）
ECC:原⼦子核乾板、鉛板、X線フィルムの積層構造	  • 典型的サイズ：
40cmx50cm	  • 厚さ：8cm（9r.l.）	  • 重量：約120kg“サンプリング・イメージングカロリメータ”

ECC検出器断⾯面図

粒⼦子⾶飛跡の位置決定精度：1μm	  =>	  ⾼高い粒⼦子識別能⼒力力(e/p=105)	  =>	  薄い検出器、⼤大きなSΩe=0.39m2srで数TeVまで観測	  2013年9⽉月4⽇日8

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X線フィルムによる電⼦子シャワー検出
X線フィルム上でのシャワースポット	  	  	   	   	   	   	   	  =>	  対応する場所の原⼦子核乾板の解析

Dnet
0200GeV shower spot

ECC構造の断⾯面図	  （ECCに電⼦子が⼊入射した場合のシミュレーション）
2013年9⽉月4⽇日

CERN-­‐SPS電⼦子200GeV
ビーム照射：	  X線フィルム上での⿊黒化スポット例
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X線フィルムによる検出下限エネルギー
LNS Tohoku-u : 200MeV electron beam

東北⼤大LNS	  200MeV電⼦子
ビーム照射：	  Ｘ線フィルム特性曲線

netdetection thresholdenergy750GeV
450GeV
180GeVnet darkness D

X線フィルム⿊黒化濃度

101100140GeV
Fuji #200 film

10-1
HR16-HA30 film
HR12-HA30 film
HR8-HA30 film
10-2
104

105

106

107

108

2electron density ! (electron/cm )原⼦子核乾板での電⼦子トラック数密度=>	  Shower	  maximumの対応する⼊入射電⼦子エネルギー=>	  検出下限エネルギーの決定
2013年9⽉月4⽇日10

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宇宙線電⼦子のエネルギー決定
１μmの位置分解能	  =>	  シャワー軸から半径100μm以内の電⼦子トラックを各層毎にカウント	  =>	  電⼦子の遷移曲線	  電⼦子シャワー最⼤大値が1TeV電⼦子でも6r.l.程度	  	  =>	  9r.l.の厚さで、TeV領域の電⼦子エネルギーの決定が可能
2013年9⽉月4⽇日

CERN-­‐SPSでの電⼦子ビーム照射実験の結果とMCシミュレーションの⽐比較
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エネルギー分解能
CERN-­‐SPSでの電⼦子ビーム照射実験とMC
シミュレーション結果の⽐比較

エネルギー分解能：
10~15%

2013年9⽉月4⽇日

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電⼦子選別の基準
Ê Single	  track	  exists	  at	  the	  top	  emulsion	  plate	  Ê produce	  a	  e+e-­‐	  pair	  at	  the	  starting	  point	  Ê within	  1	  r.l.	  	  :	  	  90	  %	  probability	  	  Ê double	  pairs	  	  :	  	  5	  %	  probability	  above	  1	  TeV	  	  Ê A	  pure	  electromagnetic	  shower	  	  Ê not	  single	  or	  multi	  core	  structure	  Ê the	  number	  simply	  increase	  to	  max	  =>	  陽⼦子除去能⼒力力>1x105
2013年9⽉月4⽇日

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エマルションチェンバーによる気球観測Ê 14回の気球フライト(1968-­‐2001)、SΩeT=8.19m2srday	  全観測時間：11.8⽇日

ISAS/JAXA
2013年9⽉月4⽇日

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ECC気球観測の電⼦子（>400GeV）天頂⾓角分布

天頂⾓角分布：期待値と⼀一致
2013年9⽉月4⽇日15

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ECC気球観測によるシャワー発⽣生点分布
電⼦子>400GeV

陽⼦子

ガンマ線>300GeV

シャワー発⽣生点分布の期待値との⽐比較=> 粒⼦子識別の検証
2013年9⽉月4⽇日

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宇宙線電⼦子エネルギースペクトルの導出Ê 残留⼤大気での制動放射によるエネルギー損失の補正	  Ê ⼤大気電⼦子バックグラウンド数：N2nd	  Ê 電⼦子検出効率：Ceﬀ	  =	  1.0	  Ê エネルギー分解能によるフラックス増加の補正：Cenh	  =	  1.01~1.09	  2013年9⽉月4⽇日

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ECCのSΩeTエネルギー毎のSΩeT

エネルギーとともにSΩeTが増加	  SΩeT	  (>1TeV)	  =	  8.19	  m2srday
2013年9⽉月4⽇日

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⼤大気電⼦子バックグラウンドスペクトルの導出
Cascade	  Shower	  Theory

電⼦子対⽣生成

電⼦子：
γ線：
制動放射

Dalitz	  decay	  	  （π0	  -­‐>e+e-­‐γ）	  による電⼦子発⽣生
核相互作⽤用による⼤大気ガンマ線発⽣生
ECC⼤大気ガンマ線スペクトル

⼤大気電⼦子	  スペクトル(Y.Komori	  et	  al.	  2012)2013年9⽉月4⽇日

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ECC気球観測による宇宙線電⼦子エネルギースペクトル
エマルションチェンバー（ECC）電⼦子観測：	  •	  30GeV	  –	  3TeV	  	  •	  14フライト（1968-­‐2001）	  •	  SΩT	  =	  8.19m2-­‐sr-­‐day	  (T.Kobayashi	  et	  al.	  2012)2013年9⽉月4⽇日

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宇宙線電⼦子エネルギースペクトルのモデルとの⽐比較

SNRs起源の電⼦子スペクトルモデルとの⽐比較	  2013年9⽉月4⽇日We	  =	  1x1048erg/SN	  SN	  rate	  =	  1/40yr

TeV電⼦子スペクトル	  =>	  近傍の電⼦子加速源（<1kpc,	  <1x105yr）が存在
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ECC電⼦子観測による加速源(SNRs)への制限
SNRsの年齢と距離のコントアマップ
We	  =	  1x1048erg/SN(Ec	  =	  20TeV)
Cygnus Loop
VelaGeminga
Monogem
Loop1

Rejected	  Region

Acceptable	  Region

1TeV以上のECC電⼦子フラックス=> 近傍のSNRsの年齢、距離に制限
2013年9⽉月4⽇日22

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ECCとAMS-­‐02のSΩeTの⽐比較

600GeVと700GeVビンで、	  誤差棒が同じ程度

sub-­‐TeV領域では、ECCのSΩeT=8.19	  m2srday	  と	  	  AMS-­‐02の２年間のSΩeTが実質的にほぼ同じ
2013年9⽉月4⽇日23

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ECCによる宇宙線電⼦子スペクトルのまとめÊ ECCによる⾼高エネルギー電⼦子の気球観測	  Ê 優れた位置分解能（1μm）により、TeV領域の電⼦子観測を実現	  Ê 30GeV-­‐3TeVの宇宙線電⼦子エネルギースペクトル	  Ê べき-­‐3.28+-­‐0.10のpower-­‐lawスペクトル	  Ê AMS-­‐02の600GeVまでの電⼦子スペクトルと良く⼀一致	  Ê 近傍の⾼高エネルギー電⼦子加速源（<1kpc,	  <1x105yr）の存在	  2013年9⽉月4⽇日24

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By-­‐product：⼤大気ガンマ線の観測

2013年9⽉月4⽇日25

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⼤大気ガンマ線エネルギースペクトル@4.0g/cm2(K.Yoshida	  et	  al.	  2006)

2013年9⽉月4⽇日26

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⼤大気ガンマ線スペクトルから陽⼦子スペクトルの導出

2013年9⽉月4⽇日27

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陽⼦子スペクトル導出での補正項

2013年9⽉月4⽇日28

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導出した宇宙線陽⼦子エネルギースペクトル
ECC(K.Yoshida	  et	  al.	  2006)(Haino	  et	  al.,	  2013)

Pamela,	  AMS-­‐02の1TeV以下の陽⼦子スペクトルと良く⼀一致
2013年9⽉月4⽇日29

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⼤大気ガンマ線スペクトルからμ粒⼦子スペクトルの導出

2013年9⽉月4⽇日30

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導出したμ粒⼦子スペクトル2013年9⽉月4⽇日31

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By-­‐product:	  Landau-­‐Pomeranchuk-­‐Migdal	  (LPM)効果の検証Ê 制動放射と電⼦子対⽣生成の断⾯面積：Bethe-­‐Heitler断⾯面積	  Ê 多重クーロン散乱による制動放射・電⼦子対⽣生成の抑制	  =>	  LPM効果	  Ê 数10GeV以上で、制動放射の抑制	  Ê 数TeV以上で、電⼦子対⽣生成の抑制	  制動放射の断⾯面積

電⼦子対⽣生成の断⾯面積
11.6

Bethe-Heitler (Tsai:1974)

Bethe-Heitler (Tsai:1974)

1.4

Pb

Baier&Katkov (2005)

Migdal (1956)

Migdal (1956)

0.8

1.2

1TeV

X n d!/dy

1
10GeV

0.6k：ガンマ線エネルギー	  E：電⼦子エネルギー

10TeV

00.80X n y d!/dyPb

Baier&Katkov (2005)

0.6

0.4

100GeV0.4100TeV

1TeV

0.2
10TeV

0.2
010-41000TeV

100TeV

0-310-21010-101000.2

0.60.81y (E/k)y (k/E)2013年9⽉月4⽇日

0.432

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ECC電⼦子観測によるLPM効果の検証
e-­‐

ECCによる電⼦子トラックの位置分解能：1μm	  シャワー発⽣生点の測定	  制動放射γ	

電⼦子対⽣生成	  

LPM効果：	  	  制動放射断⾯面積の減少	  e-­‐e-­‐e+=>	  Bethe-­‐Heitlerによる期待値よりも深いシャワー発⽣生点	  2013年9⽉月4⽇日33

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LPM効果の検証：シャワー発⽣生点の頻度分布（CERN-­‐SPS	  電⼦子50GeV,	  200GeV）•	  e	  50GeV：	  BHとLPMにほとんど差が無く、両者と⼀一致	  •	  e	  200GeV：	  BHをreject、LPMと⼀一致
2013年9⽉月4⽇日34

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LPM効果の検証：シャワー発⽣生点の頻度分布（CERN-­‐SPS	  電⼦子250GeV,	  気球観測）e	  250GeV,	  400GeV以上：	  BHをreject、LPMと⼀一致
2013年9⽉月4⽇日35

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まとめÊ ECCによる⾼高エネルギー電⼦子の気球観測	  Ê 優れた位置分解能（1μm）により、TeV領域の電⼦子観測を実現	  Ê 30GeV-­‐3TeVの電⼦子エネルギースペクトル	  Ê べき-­‐3.28+-­‐0.10のpower-­‐lawスペクトル	  Ê 近傍の⾼高エネルギー電⼦子加速源（<1kpc,	  <1x105yr）の存

在	  Ê ⼤大気ガンマ線スペクトルから300GeV-­‐30TeVの宇宙線陽⼦子スペクトルを導出	  Ê Pamela,	  AMS-­‐02の1TeV以下のスペクトルと⼀一致	  Ê 400GeV以上の⾼高エネルギー電⼦子領域で、制動放射のLPM効果を確認	  2013年9⽉月4⽇日36

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