最高エネルギー宇宙線観測の現在
Current Status of Observational Astrophysics
of Ultra-High Energy Cosmic Rays

東京工業大学常定 芳基
２０１０年１１月１６日
2010年11月16日火曜日「ガンマ線天文学〜日本の戦略〜」東京大学宇宙線研究所
1

（最近は「超高エネルギー宇宙線」(UHECRs) という方が多い）

log(FLUX m-2s-1sr-1eV-1)「最高エネルギー宇宙線」
E > 1018 eV-10

動機-15

存在そのものが謎、面白い∝ E −2.7-20•起源：加速？ (bottom-up) それとも？
(top-down)•伝播：なぜここまで到達して観測できる？

∝ E −3.1-25またはできない？エネルギー損失、異方性？

「粒子線天文学」の可能性-30-3511

観測的難しさ

LHC

到来頻度が小さい：大面積、長い観測時間
12131415161718192021

空気シャワー観測log(ENERGY eV)•超高エネルギー相互作用Figure 1. Energy spectrum of primary cosmic rays. Akeno-AGASAresults,
大気等もろもろの影響•
1520
M. Nagano, New J. Phys., 11 065012 (2009)

which cover the widest energy range (10 –10 eV), are shown by red closed
2010年11月16日火曜日

2

最高エネルギー宇宙線：一般的描像
銀河外起源？
E>1018 eV は μG 磁場では閉じ込められない銀河内では加速できそうな天体が見当たらない、考えつかない銀河面への大きな異方性はない

どこかで銀河系宇宙線から銀河外起源宇宙線への主成分遷移
地球まで到達できるもののエネルギーには限界？
CMBとの相互作用によるエネルギー損失 (GZK cut-off scenario)

陽子が主成分？
中間質量・重原子核はCMB・赤外背景放射との相互作用で壊れる (photodisintegration)

2010年11月16日火曜日

3

宇宙線観測：空気シャワー観測手法
地表検出器アレイ (SD）
Traditional：シャワー粒子をそのまま捕まえる
ネック•相互作用が完全にはわかっていない：MC/モデル依存
Linsleyグループ、Haverah Park, Yakutsk, AGASA

大気蛍光望遠鏡 (FD)
空気シャワーの「写真撮影」
大気カロリメータ
ネック•大気状態の影響•大気発光効率 (Fluorescence yield)
Flyʼs Eye, HiRes
2010年11月16日火曜日

SDFD

4

AGASA & HiRes&#'()'*+,-./*#01$-34$/+$*',$4.,/).665$0/7#-#*,$
AGASA,"#$8366$+2#),-349$+'$(SD)#$,"#$8366$+2#),-34$
http://www-akeno.icrr.u-tokyo.ac.jp/AGASA/results.html#spectrum

D. Bergman (2009)

HiRes
(FD)

スペクトルは一致しなかったエネルギースケール：AGASAは高め、HiResは低め (~15%)
スペクトルの形 (E > 1019.7 eV)

観測方法の違い (SD/FD)---> 同時観測/ハイブリッド実験の必要性 ---> Auger, TA@@ABB$C*.3&3-.6$D542'+/34$
2010年11月16日火曜日

5Pierre Auger Observatory
アルゼンチン1

SD: 1,600（水チェレンコフタンク, 1.5km間隔）

FD: 24 台 in 4ステーション
2004~60km•（北半球にも作る計画が、、、どうなる？）

2010年11月16日火曜日

6Auger SD/FD

2010年11月16日火曜日

7Telescope Array
米国ユタ州
SD: シンチレーション検出器507台•AGASA型、1.2km間隔
FD: ３ステーション、合計38台•うち１ステーションはHiRes-Iを移設
観測：2008~30km
2010年11月16日火曜日

8

TA SD/FD

2010年11月16日火曜日

9TA観測/Exposure

2007年11月 〜 2010年前半まで

900
800

SD: 830days/2.3yr ~ 98%~1AGASA 1800
1600

700
600

1400

FD: 119days/2.7yr ~ 12%1200（天候条件等のカットを入れると~7%）

500

1000

400

800

300

600

200

400

10020002007

2010年11月16日火曜日

2007 Nov.
20082008 May 20092010

Exposure [km2 yr sr]

Observation Time [days]

TA Observation Time02011

Year10最近の観測結果 Auger/TA
エネルギースペクトル
原子核組成- 空気シャワーの縦方向発達から- イベントごとの核種判別ではなく、統計的に「重いか軽いか」

到来方向分布の異方性- カタログ天体との相関？
- 特定方向、天体付近の集中？
- イベントクラスタリング？
2010年11月16日火曜日

結果はあるがここでは触れない•光子成分•ニュートリノ11

Auger エネルギースペクトル
Abraham et al.

Table
Fittedergy sParaPhys. Lett. B, 685 239 (2010)

γ1 (log1Ebreak
E1/2

γ2 (log1γ3 (log1log1χ 2/whethe vwidtFig.
ties)•Ebreak = 2.9x1019 eVで折れ曲がりA19•E1/2 = 4x10 eV : Power-law をそのまま延ばしたときの期待値の半分の数になるエネルギーnateFig. 5. The combined energy spectrum is fitted with two functions (see text) and•HiResとのエネルギーの違いは~20%：系統誤差の範囲ではある
dex12
compared to data from the HiRes instrument [43]. The systematic uncertainty of
2010年11月16日火曜日

TAエネルギースペクトル•TA-MD: HiRes-Iと同じ検出器、同じ解析プログラム HiRes/TAは再現性があり、比較可能な実験である•TA Hybrid: SD/FD（TA検出器）両方でトリガーされたイベント。SD+FDでシャワー軸•TA-SD: AGASAと同程度の統計量。ハイブリッ
ドイベントを用いて得たSDとFDの平均的エネルギー差を使い、FDのエネルギーにスケール。

E3 J(E) [eV2/m2/s/str]

3をよい精度で決定し、FDでエネルギー推定
TA Spectra : E J(E)milre1025

yrain

P1024

TA FD: Hybrid

池田（ICRR)TA FD: MD
D.Rodriguez (Utah)

TA SD
1810
2010年11月16日火曜日(-27% Scaled)

1910

2010

Energy [eV]13

TA-SDスペクトル
TA Spectra : E J(E)
E3 J(E) [eV2/m2/s/str]

3yranimile

SD Energy: -27% scaled to FD energy1025-3.33
ErP-2.72E

1018.71 eV

1024

1019.75 eV

E-4.7
TA SD 2010 July
D. Ivanov (Utah/Rutgers)(-27% Scaled)1810
2010年11月16日火曜日

1910

20

10

Energy [eV]14

AGASA/HiRes/Auger/TA
3

E3 J(E) [eV2/m2/s/str]

UHECR Spectra : E J(E)

1025

1024
AGASA
HiRes Stereo
Auger (ICRC31)

TA SD (-27% scaled)1910
2010年11月16日火曜日

2010

Energy [eV]15

AGASA/HiRes/Auger/TA
3

E3 J(E) [eV2/m2/s/str]

UHECR Spectra : E J(E)

1025

1024
AGASA (E x 0.85)

AGASA
HiRes Stereo

HiRes Stereo

TA SD (-27% scaled)

Auger(ICRC31) (E x 1.20) TA SD (-27% scaled)
Auger(ICRC31)1910
2010年11月16日火曜日

2010

Energy [eV]15

UHECRの”組成”

シャワーの最大発達点 Xmax から

重い原子核-相互作用断面積が大きい-

核子当たりのエネルギーが小さい

重い原子核によるシャワーは「早い」発達と減衰

20km

10km

4km

2km

IronProton

最大発達点 Xmax は陽子のほうが大きい（深い）、重い原子核では小さい（浅い）観測データでのエネルギーとXmaxの関係から「組成」または主成分を推定
2010年11月16日火曜日

Sea levelXmax

Xmax

16

UHECRの”組成”

シャワーの最大発達点 Xmax から

重い原子核-相互作用断面積が大きい-

核子当たりのエネルギーが小さい

重い原子核によるシャワーは「早い」発達と減衰
最大発達点 Xmax は陽子のほうが大きい（深い）、重い原子核では小さい（浅い）観測データでのエネルギーとXmaxの関係から「組成」または主成分を推定<Xmax>
20km
10km

4km

2km

Sea level

noto

IronrPProtonIr
XmaxnoXmax

エネルギー
2010年11月16日火曜日

16Xmax解析

平均!"#$%!測定
見た目だけでいくと•HiRes, TAは陽子•Augerは重い ~ Fe?
J.Belz et al.
PRL.104.161101 (2010)

多米田 （東工大/ICRR）

Preliminary&'('年９月１１日

2010年11月16日火曜日,-./0

*+ tonPro

Iron
Abraham et al.
PRL.104.091101 (2010)

日本物理学会第６６回年次大会)九州工業大学

+12/3

7

17p or Fe?
Energy - Xmax
<X max> [g/cm2]

850

800

750

700

650

600

HiRes

QGSJET-2

550
17.5

1818.5

1919.520log E[eV]10

2010年11月16日火曜日

18

p or Fe?
Energy - Xmax
<X max> [g/cm2]

850

800

750

700

650

600

550
17.5

Auger

QGSJET-2
SIBYLL-2.1
EPOS-1.99

18

18.5

1919.520log E[eV]10

2010年11月16日火曜日

18

p or Fe?
Energy - Xmax
<X max> [g/cm2]

850

800

750

700

650

HiRes
Auger

600

550
17.5

1818.5

1919.520log E[eV]10

2010年11月16日火曜日

18

p or Fe?
Energy - Xmax
<X max> [g/cm2]

850

800

750

700

650

HiResAuger600
QGSJET-2

550
17.5

1818.5

1919.520log E[eV]10

2010年11月16日火曜日

18

p or Fe?
Energy - Xmax
<X max> [g/cm2]

850

800

750

700

650

HiRes
Auger

600
EPOS-1.99

550
17.5

1818.5

1919.520log E[eV]10

2010年11月16日火曜日

18

p or Fe?
Energy - Xmax
<X max> [g/cm2]

850•まだ早い。
•実験ごとの比較は難しい：イベント選別バイアス？
800•どのモデルと比較するかでも違う
750•モデル予測のラインの引き方も違う（同じモデル予測でもHiResの引いたラインとAugerの引いたラインでは値も意味も違う）
700•エネルギースケールも違う•Xmaxの定義からして違う（縦方向フィットなど）
650

HiRes
Auger

600
EPOS-1.99

550
17.5

1818.5

1919.520log E[eV]10

2010年11月16日火曜日

18

p or Fe?
•既に1018eVではプロトン優勢への遷移が終了？
銀河系外の見え始めはどこだ？
Energy - Xmax
<X max> [g/cm2]

850

800

750

700

650

HiRes
Auger

600
EPOS-1.99

550
17.5

1818.5

1919.520log E[eV]10

2010年11月16日火曜日

18異方性：Auger : AGNとの相関
1.AGNカタログ (VCVカタログ）天体周りの角度ψ（~３ ）の円を定義し、2.その合計が観測全天をどれだけ覆うかを計算（Exposureを考慮）•Augerの場合観測全天の21%（HiRes/TAの場合24%）

ψ•宇宙線イベントを等方ランダムにばらまけば21%はAGNの円内に入ってよい
3.観測イベントの場合は何%が円内に入るか？

結果：AGNイベント

Fig. 1. The 69 arrival directions of CRs with energy E P 55 EeV detected by the P
Hammer projection of the sky in galactic coordinates. The solid line represents theイベント
Blue circles of radius 3.1! are centred at the positions of the 318 AGNs in the VCV
Darker blue indicates larger relative exposure. The exposure-weighted fraction of t
this figure legend, the reader is referred to the web version of this article.)2007 Science: 9/13 = 69%
2010 APP:
21/55 = 38%

P. Abreu et al. / Astroparticle Physics 34 (2010) 314–326

Astropart. Phys. 34 314 (2010)319

1

ψ=3.1 , E>56EeV, z < 0.018
2007
Science paper

0.90.8Data
68% CL
95% CL

0.7

99.7% CLpdata

0.6
0.5
0.4
0.3
0.2
0.10p = 0.21
isoof CRs with energy E P 55 EeV detected by the Pierre Auger Observatory up to 31 December 2009 are plotted as black dots in an Aitoffgalactic coordinates. The solid line represents the border of the field of view of the Southern Observatory for zenith angles smaller than 60!.
ntred at the positions of the 318 AGNs in the VCV catalog that lie within 75 Mpc and that are within the field of view of the Observatory.
ive exposure. The exposure-weighted fraction of the sky covered by the blue circles is 21%. (For interpretation of the references to colour inreferred to the web version of this article.)

水色の円の面積をexposure（濃淡）で重みをつけて足し上げると観測全天の21%2010年11月16日火曜日

1020304050

Total number of events (excluding exploratory scan)Fig. 2. The most likely value of the degree of correlation p

19= k/N is plotted with

TA : AGNとの相関•ψ=3.1 , E > 56 EeV, z < 0.018 (Auger解析と同じ条件）•HiRes: 2 / 13 = 15% （等方の場合の期待値24%）•TA: 3 / 13 = 23%

Astropart. Phys. 30 175 (2008)

8'&&.9"/0')1:0/;14<=

HiRes、TAとも等方分布の場合9+3+:)!"";("<=!"#"("!
>2543?)+5,@2)A)6<B2,CD<E)C2F:)#&)2G2538
HC:)8I+@2B)3J)K9)252L,MN
O5,P@+L)8I+@2)GQ&(#B2,RJLL2@+L2B:)&)2G2538

からのずれは見えない。

+,-.#/"/0')12&'314(%.&15667#)84,1+!)84,1+!"#$%&'()*!"#"$%$#&'()*+,+-+).)/0*)122345,>;.1&.?(9/10?1#')?0?/.)/1:0/;1!"#$%&'()*@
2010年11月16日火曜日

6720

Fig. 4. Left: Sky map in galactic coordinates with the AGNs of the 58-month Swiftline represents the border of the field of view of the Southern Observatory. Colour
relative exposure. Right: density map derived from the map to the left, smoothe
detected with the Pierre Auger Observatory are plotted as black dots. (For interpreversion of this article.)

相関：Alternative Approach

2MRS smoothed density map

1.カタログを用意
2.天体への距離、磁場の影響を入れるためのsmearing, ルミノシ
ティ、減衰効果を考慮した smoothed density map を作る

3.マッチングを調べる
I.観測イベントとmapのマッチを比較
II.mapの分布にしたがって観測と同数

Fig. 5. Cosmic ray density map for the flux-weighted 2MRS galaxies, smoothed

Astropart. Phys. with34an314
angular(2010)
scale r = 5!. The black dots are the arrival directions of the CRs withのランダムイベントを作ってマッチを

P. Abreu et al. / Astroparticle Physics 34 (2010) 314–326
Augerイベントとsmootheddensitymapとのマッチング
energy E P 55 EeV detectedwith the Pierre
Auger Observatory. Galactic latitudes

計算、これを何度も繰り返す->分布

70000

2MRS

60000
50000
40000
30000

50000
40000
30000

20000

20000

10000

10000!"#$%&'(%)*+,"'-.%/-01%2'0'l=360-2.2-2-1.8-1.6

80000

-2.4

LSS ĬV 
70000
60000

0-2.4-1.6

LSS+regular GMF ĬV 
Swift-BAT

60000

Frequency

40000

20000

-1.8

Isotropy
Model

70000

50000

l=0-280000

2MRS

30000

-2.2

Mean log-likelihood per event

Isotropy
Model

50000
40000
30000

:01%;%68:+<=>?%+*+@0A
B79%+*+@0A%C#0D
20000

10000

2010年11月16日火曜日

0-1.4

Mean log-likelihood per event

Frequency•Auger: 何か相関ありそう
明確な相関はない•HiRes, TA:
Isotropy

0-2.4

Isotropy
Model

Swift-BAT

60000

Frequency

Frequency

あたりの値になるか？

Isotropy
Model

70000

III.観測イベントとのマッチは、ランダムイベントの場合の分布に対してどの

are restricted to jbj > 10!, bothfor galaxies and CR events.
80000

80000

10000

TAイベント解析-1.8-2-2.2-1.6

Mean log-likelihood per event

-1.4

0-2.4

-2.2

-2-1.8Mean log-likelihood per event

-1.6

21

5GRCTCVKQP#PINGߩᢙ߃਄ߍ

イベントクラスタリング?

5GRCTCVKQP#PINGߩቯ⟵ߪ޽ࠆੑߟߩࠗࡌࡦ࠻ߩ㐿߈ⷺߢ޽ࠆ‫ޕ‬324
P. Abreu et al. / Astropartiߘߩ㐿߈ⷺࠍ㧝ᐲೞߺߩDKPߢߔߴߡߩࠗࡌࡦ࠻ࡍࠕߦߟ޿ߡ
P. Abreu et al. / Astroparticle Physics
34 (2010) 314–326
ᢙ߃਄ߍߚ߽ߩ߇એਅߦߥࠆ‫ޕ‬ࠛࡀ࡞ࠡ࡯
='G8?
68% isotropic
80ᢙ߃਄ߍ଀70

Number of pairs

400

Auger

300
200
100005101520253035

Separation angle (degrees)

4068% isotropic
95% isotropic
99.7% isotropic
data

60
50
40

95% isotropic
99.7% isotropic
data

400
300

TA

200
10030

એਅߩDKPߦ
20
⿷ߒߡ޿ߊ
=FGI?DKP
10
=FGI?DKP
=FGI?DKP
045

500

Number of pairs

500

Number of pairs

90

68% isotropic
95% isotropic
99.7% isotropic
data

005

1015202530

35

Separation angle (degrees)

4045

autocorrelation
0 Fig. 8.2 Cumulative
468 function
10 for the12set of 69
14 events with E P 55 EeV

isotropic flux.
The plot in theright (degrees)
panel is an enlarged version of the left plot resSeparation
angle

イベント間の角度距離

lative autocorrelation function for the set of 69 events with E P 55 EeV (black dots). The bands correspond to the 68%, 95% and 99.7% dispersion expected for an70 15!.
. The plot in the right panel is an enlarged version of the left plot restricted to angles less than60

95% Isotropic

99.7% Isotropic

2010年11月16日火曜日

95% Isotropic

99.7% Isotropic

Events

68% Isotropic68% Isotropic

galaxy M87 and the Virgo cluster. None of the 69 events with50
E P 55 EeV is within 18! of M87. Due to its northern declination,
however, M87
40 gets only one-third the exposure that Cen A getsat the Southern Auger observatory. Only 1.1 events are expected
30 circle for an isotropic flux.
within that 18!
Distance also matters. M87 is five times farther away than CenA, so the flux20would be 25 times less if the sources had equal cosmic ray luminosities.
Coupled with the reduced exposure to M87,
10
the recorded arrivals from Cen A would be 75 times those fromM87 if the two0 radiogalaxies were equally luminous in cosmic rays.
020406080
100
120140160
The situation is different in comparing
the Virgo cluster against
ψCen CenAからの角度距離A
the Centaurus cluster. While M87 is near the centre of the Virgo

Auger, TAとも、等方的な場合の偶然の方向一致以上にはクラスタリングは見つからない
Auger: CenA の方向にイベント集中?
Data

Data

Auger

22

Fermi-LAT天体との相関?

Figure 5. Sky map for 830 nearby VCV AGNs (*) and 135 UHECRs (dots) inblack dots are proportional to the cosmic-ray energy.
Jiang et al., Astrophys. J., 719 459 (2010)

Mirabal and Oya, MNRAS, 409 L99 (2010)•相関なし
Jiang et al., Astrophys. J., 719 459 (2010)•AGASA, Yakutsk, Auger•VCVカタログほどの相関はない
Nemman et al., Astrophys. J., 722 281 (2010)•銀河内天体、blazerとの相関はない•1LACとは “a mild correlation (2.4 , 2.6σ)”
6. Number of (17UHECR–sourcepairs (dot) for nearby VCV AGNs
association, 5.4σ)”•1LAC AGN で距離<200Mpcに限ると “a strongFigure(left column) and Fermi sources (right column), as a function of the angularseparation(bin1218,size) δ. RXJ
The solidline is the Monte
NGC0008.+1450,NGCCarlo253simulated average•具体的７天体：Cen A, NGC 4545, ESO 323-G77, 4C+04.77,
number of UHECR–source pairs with errorbar of ±1σ , derived from random
isotropic distribution of simulated cosmic-ray events.

As shown in Figures 6 and 7 and Table 1, we found no•全て Auger 2007 Science論文までのデータ
correlation between the AGASA and Yakutsk events and AGNs.
•注視に値、ただし現在はまだどうこう言える段階ではない
4.3. Correlation Between UHECRs and Fermi γ -Ray Sources•これまでのAGNカタログは宇宙線的には玉石混交
High-energy γ -ray emissions are thought to be a distinctive
feature of the possible source of UHECRs (Gorbunov et al.
•Gamma-ray-loud天体のみ集めてやればより期待できる
2010年11月16日火曜日

2002). Torres et al. (2003) searched for possible correlation be23

結果のまとめ
AGASA

HiRes

AugerTAAnkle

ありありありあり

カットオフなし

ありあり

あり

組成

“No drastic change”

陽子

重い

陽子

異方性

銀河中心、クラスタリング

なし

AGN相関なし

結果の解釈には注意を！
エネルギースケールの異なる実験結果の比較は難しい
Ankle構造の解釈は、、、 ：既にそのエネルギーより前にプロトン優勢ということは？
少数統計は嘘をつく。純統計的には起こりそうもないことが平気で起こる。
「GZK cutoﬀ が確認された」の論調多いが：“GZK” であることの証明はカットオフの位置、組成、異方性の合わせ技による裏付けが不可欠••

異方性が見えないのに地平線は見えた？
鉄と言われて信じるか？陽子でないのにあの位置にカットオフ？

••「鉄」とはけしからんとの論調もあるが、、、気に入らんからけしからんってサイエンス？

AGASA/HiResのエネルギー問題はAuger/TAでも未解決。カットオフの位置はOK?

実験装置は立派ながら解析はどこも熟していない。解釈に物理的アクロバットを要するのはどれも同じ。
2010年11月16日火曜日

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結び
やることはまだまだ多い：伸びしろ十分。
TAの観測/解析体制は充実。まずはTA-特別推進の残り３年半にご期待を。
TA-日本の最高エネルギー宇宙線研究の今後：TALE（低エネルギー拡張）•1017~1018eV, 銀河系内-銀河系外宇宙線の遷移は見えるか？

•inﬁll アレイ、高視野望遠鏡

TA-Phase 2（アクセプタンス増強：統計！）

世界情勢を受けて：•北Augerの予算獲得見通しが厳しい（なくなった） -> TAの将来計画においても米国側の資金はあまり期待できない。
•分野ごと消えてなくならないためには：日本一極を張り続けるか、大団円か、それとも？
分野の生き方を考える必要が出てきているかもしれない。
2010年11月16日火曜日

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アナウンス：最高エネルギー宇宙線シンポジウム
http://uhecr2010.icrr.u-tokyo.ac.jp/
１２月１０­１２日
名古屋国際会議場
ハイライトトーク、パネルディスカッショ
ン中心•HiRes, Auger, TA•LHCf•AirFly, FLASH （大気蛍光効率）•理論（加速、磁場etc.）•電波による宇宙線観測
講演集で終わらせず、突っ込んだ議論を

2010年11月16日火曜日

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