柏キャンパス

Kashiwa Campus
所在地●住所：〒277－8582

CONTENTS
千葉県柏市柏の葉5－1－5●電話：０４－７１３６－３１０２
（総務係）

目

Location次●Address: 5-1-5 Kashiwanoha, Kashiwa-shi, Chiba

Prefecture, 277-8582, Japan
◆研究内容について+81-4-7136-3102
ご挨拶…●Tel:…………………………………………………………………
2
Preface

宇宙線とは？… ………………………………………………………… 4

交

What Are Cosmic Rays?

宇宙ニュートリノ研究部門
Access通Cosmic Neutrino Research Division

スーパーカミオカンデグループ…
…………………………………………
●Kashiwanoha Campus Sta.
of Tsukuba Express Line 8●つくばエクスプレス柏の葉キャンパス駅からバス利用の場合

Super-Kamiokande Group→Tobu bus for “West Exit of Nagareyama Otakanomori Sta” or “Edogawadai Sta” (approx. 10min)

T2K実験……………………………………………………………………… 10

柏の葉キャンパス駅西口1番乗場から東武バス

T2K Experiment「流山おおたかの森東口」「江戸川台駅」
行きに乗り約10分、

XMASSグループ… ………………………………………………………… 12

XMASS
Group
●25min.walkfrom Kashiwanoha Campus Sta
高エネルギー宇宙線研究部門
High Energy
Cosmic Ray Sta.
Research
Division●Kashiwa
of JR
Joban Line → Tobu Bus for “Naチェレンコフ宇宙ガンマ線グループ… …………………………………… 14
tionalor “West Exit of Kashiwa
Cherenkov
CosmicCancer
Gamma Ray Center”
GroupSta” ·(approx.
10 min)TAグループ…
…………………………………………………………………
16

「東大前」
で下車
●柏の葉キャンパス駅から徒歩の場合
柏キャンパスへは約25分

Telescope Array Group●JR柏駅からバス利用の場合●5 min. by carfrom Joban Freeway’s “Kashiwa Exit” 18
チベットグループ…
…………………………………………………………

柏駅西口2番乗場から東武バスで

The Tibet AS-γ Collaboration「国立がんセンター」「江戸川台駅東口」
行きに乗り約25分、●About 3 min.グループ…
by car……………………………………………
from Route 16 (Entrance of 20「高エネルギー天体」
High Energy Astrophysics Group

Toyofuta Industrial Park)
宇宙基礎物理学研究部門「柏の葉公園」
経由の場合は、「東大前」
で下車「税関研修所」
経由の場合は、「国立がんセンター」
で下車

Astrophysics and Gravity Research Division

重力波推進室… ……………………………………………………………… 22
Gravitational Wave Project Office (GWPO)

観測的宇宙論グループ… …………………………………………………… 24
Observational Cosmology Group

東京大学

至 野田

至 つくば

理論グループ…
……………………………………………………………… 26
柏キャンパス
Theory Group

東武野田線

柏たなか駅

柏I.C

川台

江戸

◆施設と所在地について
がんセンター駅

キャンパス駅JR
常磐線

Research Center for Cosmic Neutrions
公園

国道
６号
線

柏の葉
宇宙ニュートリノ観測情報融合センター…
………………………
28
柏の葉

道

国

至 東京
Kamioka Observatory駅
初石

神岡宇宙素粒子研究施設… ………………………………………… 29号

16

乗鞍観測所… ………………………………………………………… 30線

Norikura Observatory

明野観測所… …………………………………………………………
31
至 秋葉原
Akeno Observatory

豊四季
流山おおたかの森駅
駅
チャカルタヤ宇宙物理観測所…
……………………………………
32

Chacaltaya Observatory of Cosmic Physics

至 上野

至 船橋

◆研究所について沿

革… ……………………………………………………………… 34

年

表… ……………………………………………………………… 36

History

Timeline

組織・運営……………………………………………………………… 39
Organization and Administration

各種委員会委員… …………………………………………………… 40
Committee Members

教職員数・歴代代表者………………………………………………… 41
Number of Staff and Past Representatives

経費・施設……………………………………………………………… 42
Research Budget & Facilities

共同利用研究・教育…………………………………………………… 43
Inter-University Research and Education

国際交流… …………………………………………………………… 44
International Exchange

成果発表と受賞歴… ………………………………………………… 45
Achievement Reports and Awards

PB

柏キャンパス… ……………………………………………………… 47
Kashiwa Campus

47

宇宙線研究所と宇宙線の研究
宇宙線が発見されたのはほぼ1世紀前の1912年頃でした。
Victor F. Hessは当時知られていた地上での放射線が地中から来ているのか確認するために、気球に乗り、
高度と共に放射線の強度の変化を調べました。
この結果は驚いたことに、高度が上がると放射線強度が上がるということを示しており、この観測が宇宙から飛来する放射線「宇宙線」の発見となりました。この観測によって、宇宙には我々が目で見える光以
外に、
高エネルギーの放射があることが示されました。
すなわち高エネルギー宇宙の発見です。

東京大学宇宙線研究所長

梶 田

隆 章

宇宙線研究所の目的
宇宙線研究所は、共同利用・共同研究拠点（旧来の全国共同利用研究所）として、非加速器粒子物理学・素粒子天体物理学を含む広い意味の宇宙線物理学及び関連する研究を行う。宇宙粒子線を研究手段として動的な宇宙を解明するとともに、加速器物理の伝統的手段とは異なる方法で素粒子物理のフロンティアを開拓する研究を行う。

2

は非常に興味深く、
ダークマターの正体を探る
研究も活発に進められています。

宇宙線研究所の歴史は1950年に朝日新聞学術奨励金で乗鞍岳に建てられた宇宙線観測用の「朝日の小屋」に始まります。その後1953年に東京大学宇宙線観測所（通称、乗鞍観測所）となりました。
この観測所は、わが国初の全国共同利用の施設でした。
そして1976年に乗鞍観測所と原子核研究所の宇宙線関連部門をベースに現在の東京大学宇宙線研究所となり、全国共同利用の研究所として宇宙線の研究を進めてきました。
そして2010年には共同利用・共同研究拠点としその後この宇宙線がどのようなものであるかて認定され、
新たな制度のもとで宇宙線に関連を探る研究が続きます。
それと共に20世紀半ば
までにこれらの研究を通して、
ミューオン、パイ、 した共同利用研究の推進を推進しています。
Ｋ中間子などが発見され、現在で言う素粒子物
宇宙線研究所の使命はこれらの宇宙線研究で理学の発展にも大きく寄与しました。
しかしそ世界をリードしていくことです。世界最大のの後加速器の技術が発達して、素粒子の研究の中心舞台は加速器を用いた実験に移りました。 ニュートリノ測定器スーパーカミオカンデは
ニュートリノ振動の発見とその後の研究で大き一方、宇宙線がどこで生成され、どのように地球な成果を上げたことは広く認められていることまで飛来するのかも重要な問題で多くの研究がと思います。
スーパーカミオカンデは今後も世なされました。
宇宙線がどこで生成されたかを
界最高性能のニュートリノ検出器として重要な知るには宇宙線粒子の飛来方向を測定すればよ
研究成果をあげて行くものと期待されています。
いかというと、そうはいかないことがわかりま
一方で世界の研究は急速に進歩しており、
宇宙
す。
つまり、
宇宙線は電荷をもっており、また宇線研究所でも新たな魅力ある研究を進める不断
宙には磁場があるため、宇宙線は生成されたとの努力が必要です。
例えば、宇宙線研究所では最ころから地球に飛来するまでに曲げられてもと高エネルギー宇宙線観測装置（TA）が2008年にもとの生成場所と到来方向には全く関係がなく完成し、現在この装置を用いた研究が精力的になってしまうのです。
このような理由のため、
宇進められています。
特に、1020eVという超高エネ
宙線がどこで生成されるのかなどの天文学的問
ルギーになれば宇宙線が銀河系内を飛行する際
題の解決には長い間大きな進展がありませんでに磁場で曲がる角度は数度以内になります。
した。
TA実験による観測によって、最高エネルギー
宇宙線がある特定の方向から多く飛来している
しかし、
近年の観測技術の急速な進歩によっ証拠が観測され、最高エネルギー宇宙線天文学て、宇宙線の研究は飛躍的に発展し、宇宙線研究は黄金期と言っても過言でないと思われます。 というような新たな研究分野が開拓されつつあると予感させます。
神岡の地下でダークマター
宇宙線の起源を探る手段として、電荷を持たなの正体を探る実験（XMASS）
も2010年に観測がい高エネルギーガンマ線や宇宙ニュートリノの始まりました。また2度に渡る宇宙線研究所の観測が非常に大切ですが、近年のガンマ線観測
将来計画検討委員会でその重要性が指摘されたの進展は本当に目を見張るものがあります。
ま重力波望遠鏡（KAGRA）
も2010年に装置建設がた、
高エネルギー宇宙ニュートリノもその証拠開始されました。
2015年の最初の干渉計運転をが発見されました。
これらの研究と共に、宇宙を経て、2017年度には本格運転を開始する予定で
見る新しい目として、
重力波の検出も世界中です。
この装置からの重力波の世界初検出を期待
感度向上の努力が続けられ、いよいよこれから5したいと思います。
更には、
現在世界的な規模の年以内に観測され、新たな重力波天文学の研究
国際共同で準備が進む高エネルギーガンマ線天
分野が生まれる可能性が高くなってきたと思わ
文台のCTAプロジェクトなどの研究計画の実れます。
それとともに、広い意味の宇宙線を用い
現にも積極的に取り組んでいくつもりです。
て素粒子の世界を探る研究も近年再び大きな注
目を集めるようになってきました。
ニュートリ
宇宙線研究所にとって重要な科学的研究成果
ノ振動すなわちニュートリノの質量が宇宙線にを出すことが一番大切であることは誰もが認めよって生成されたニュートリノの観測で発見さることと思います。
しかし、それと共に我々の研れたこと、また、
太陽ニュートリノの研究でも別究成果をより広い研究者コミュニティーや一般な種類のニュートリノ間のニュートリノ振動が社会の方々に知ってもらうことも非常に重要と確認されたことなどが、近年の成果のハイライ思われます。
本冊子では宇宙線研究所の現在のトと言えましょう。
宇宙にはその総重量が我々活動をまとめ、皆様に研究所の研究活動を理解の知っている物質の何倍にもなるにも関わらずしていただくことを主な目的として作成したもその正体が全くわからないダークマターが存在のです。
しています。
その正体が何であるかという問題

Institute for Cosmic Ray Research andresearches in cosmic rays
Cosmic ray was discovered around 1912. By the early
1900s, it was already known that there were radiations
at the Earth’s surface. To investigate if all radiations
came from the ground or there were other sources, Victor F. Hess took a balloon flight and studied the changeof the radiation intensity with respect to the altitude.
Surprisingly, the result showed that radiation intensity
went up at high altitudes. The observation brought about
the discovery of “cosmic ray” radiation. This was the discovery that the universe is “shining” not only with thevisible light, but also with high energy particles.
Various experiments followed to understand the natureof cosmic rays. Muons, π and K mesons were discovered
through these activities by the middle of the 20th century. They contributed to the development of the elementary particle physics. However, due to the advancementof accelerator technologies, main research activities inthe elementary particle physics shifted from the studies
of cosmic rays to experiments with accelerators. On theother hand, there remained important questions in cosmic ray physics; such as, where the cosmic rays are generated, and how they reach to the Earth. Since the cosmic ray particles have electric charges, the directional
information of a cosmic ray at the origin is completely
lost when it arrives at the Earth. Hence, there has been
little progress in understanding the astrophysical puzzles
of cosmic rays such as the acceleration mechanism of
cosmic ray particles.
However, because of the rapid advancement of the experimental technologies in recent years, cosmic ray research
has also progressed rapidly. It is indeed the golden age
for cosmic ray researchers. Observation of high energy
gamma rays and cosmic neutrinos, carrying no electricalcharges, are very important probes to explore the originof cosmic rays. The progresses that the gamma ray observation experiments have made in recent years are truly astonishing. Recently, the evidence for high energy cosmic neutrinos has been found as well. Furthermore, there
has been a significant improvement in the sensitivity inthe gravitational wave detection, suggesting that thegravitational wave signal could be observed within thenext 5 years. Recently, studies of cosmic rays have contributed to the field of elementary particle physics again.
For example, the studies of neutrinos produced by cosmic
ray interactions in the atmosphere have led to the discovery of neutrino oscillations between muon-neutrinos andtau-neutrinos, namely establishing the non-zero masses ofneutrinos. Solar neutrino experiments have solved thelong-standing solar neutrino problem attributing it to neutrino oscillations between electron-neutrino and otherneutrino flavors. It is well known that the total mass of“dark matter” is several times larger than that of the normal matter. However, the natures of dark matter particles
are unknown. Dark matters are searched for and studied
actively by various means.

The history of the Institute for Cosmic Ray Research(ICRR) began with an experimental hut in Mt. Norikura
at the altitude of 2,770m, called Asahi hut, built in 1950
with the Asahi Bounty for Science. This small hut developed into the Cosmic Ray Observatory (commonly called
Norikura Observatory) of the University of Tokyo in
1953. It was the first inter-university research facility inJapan. The Cosmic Ray Observatory, together with cosmic ray divisions of the Institute for Nuclear Study, wasreorganized to the Institute for Cosmic Ray Research(ICRR) of the University of Tokyo in 1976. Since then,
ICRR has carried out various research activities on cosmic rays as an inter-university research institute. In 2010,
ICRR has been selected as one of the Japanese government’s new Inter-University Research Institute. ICRR iscontinuing inter-university research activities under the
new system.
The mission of Institute for Cosmic Ray Research (ICRR)
is to lead the world community of cosmic ray researches.
The world’s largest neutrino detector Super-Kamiokande
has discovered neutrino oscillations and been contributing to the studies of oscillations. It is expected that Super-Kamiokande will continue to get important scientificresults. However, the research activities in the world advance quickly. Therefore, continuing and lasting efforts
to create new attractive fields of research are required
at ICRR. For example, the highest energy cosmic rays
called Telescope Array (TA), completed in 2008, has been
conducting various studies on the highest energy cosmic
20
rays. The highest energy cosmic rays of energy at 10 eV
deviate by only a few degrees from their original paths
when they travel through the Milky Way galaxy. TA
has observed indication that the highest energy cosmic
rays arrive from a particular direction of the sky. The
data may suggest the birth of a new research field, thehighest energy cosmic ray astronomy. A dark matter experiment called XMASS started experiment at Kamioka
in 2010, whose objective is the direct detection of dark
matter. In addition, the construction of the gravitational
wave telescope (KAGRA) began in 2010. KAGRA is going to have the initial interferometer operation in JFY2015 and move on to the advanced interferometer operation in JFY 2017. We are looking forward to seeing thelong-awaited first signal of a gravitational wave. Finally,
realizing the projects such as high-energy gamma-ray astronomy (CTA) is also one of the important missions for
ICRR.
Not to mention, delivering scientific results of high standards is an important mission to ICRR. However, it isalso very important to share our scientific achievementswith the scientific community and the general public.
This booklet summarizes the present activities at ICRR
for readers of such backgrounds. We hope that it serves
its purpose.

3宇宙線とは？

What Are Cosmic Rays?
宇宙から降り注ぐミクロな粒子
宇宙線とは、宇宙空間を高エネルギーでに検出されていた宇宙線は、宇宙で発生し宇宙線は、エネルギーが高くなればなる

飛び交っている極めて小さな粒子のことを地球に到来した高エネルギーの宇宙線が大ほど、その数を急激に減らし、あるエネルいいます。地球にも多くの宇宙線が到来し気と反応することで生成された、二次的なギーを境に存在しなくなります。最も高いており、大気に衝突して大量の粒子を生成

宇宙線であることがわかったのです。宇宙エネルギーで到来する一次宇宙線の粒子1し、地表に降り注いでいます。
これらの粒子に起源する宇宙線を一次宇宙線、大気と反個のエネルギーは、なんと電球1個が1秒間

は、日常的に私たちの体や岩をすり抜けて応して生成する大量の粒子を二次宇宙線とに放つエネルギーにも値し、放射性原子核

地中に突入しています。

呼びます。

起源の放射線の100兆倍、加速器実験で人工的に作り出せる最高エネルギー粒子のこのミクロな粒子の正体は、物質を構成

地球大気に猪突する一次宇宙線は、空気中の酸素分子や窒素分子と反応を起こすと、 ようなエネルギーにまで粒子を加速するメ原子核とは原子の中の電子を剥ぎ取ったとその高エネルギーに依り原子核を破壊し、カニズムが宇宙のどこに存在するのかは、

きに残る電気を帯びた粒子で、陽子と中性中間子と呼ばれる新たな粒子を多数生成し未だ解明されていません。

子でできています。宇宙線として降ってくます。生成された中間子もまた高速で周りる粒子のうちおよそ90パーセントは陽子1の原子核に衝突しさらに多数の中間子を生比較的エネルギーの低い宇宙線は多数存個でできた水素原子核、およそ9パーセン

成し、粒子の数をねずみ算的に増幅しなが在しますが、太陽系内や銀河系内の強力なトが陽子と中性子が2個ずつでできたヘリらエネルギーを落としていきます。このう

磁場によって進路を曲げられ発生場所の情

ウム原子核、そしてほんの1パーセントがち寿命が短いものはすぐに「崩壊」し、最報を失ってしまいます。
これに対し、最高エ

素粒子やヘリウム原子核よりも重たい原子

終的には、
1,000億個もの比較的エネルギー

ネルギーの宇宙線は強力な磁場にも進路を核になります。

が低いミューオン、ニュートリノ、中性子、

ほとんど曲げられることなく到来しますが、ガンマ線や電子・陽電子となって数百平方

大変稀少であり100平方キロメートルに年メートルの地上に降り注ぐのです。

1回ほどしか降らないため、なかなか観測でこれらの粒子は大変高いエネルギーで飛び交っているため、「放射線」とも呼ばれて

この二次宇宙線のシャワーを「空気シャある宇宙線研究分野ですが、最新の観測にから出るアルファ線やベータ線などの放射ワー」と呼びます。
ミューオンや中間子、陽より、重い星が寿命を終える時に起こす「超線はよく知られていますが、同様の放射線

電子は、空気シャワーの観測により発見さ新星爆発」の際に、高エネルギーの宇宙線

が空からも降り注いでいることが知られるれた粒子であり、宇宙線研究は素粒子物理がたくさん生まれていることが明らかにようになったのは、今からおよそ100年前

学の発展に大きな貢献をしてきました。

なってくるなど、宇宙の天体現象が解明さ学者ヘスは高度5キロメートルまで気球を飛ばし、高度が高くなるほど放射線量が増れつつあります。

メッセンジャーとしての宇宙線

宇宙線研究では、遠い宇宙の彼方で起えることを示しました。
これにより、
放射線

上述のような高エネルギーの一次宇宙線

こっている激しい天体現象のメカニズムをは地面からのみではなく、宇宙からも到来

は、太陽系外に起源を持つことがわかって理解することで、究極的には宇宙進化の謎していることが証明され、宇宙線の発見に

います。
では、
いったい宇宙のどこにそのよを明らかにすることを目指しています。つ

至りました。

うな生成メカニズムがあり、どのように地まり宇宙線とは、宇宙のさまざまな謎に答

球に到来するのでしょうか。一次宇宙線のえてくれる多大な可能性を秘めた、宇宙かエネルギーや化学組成がその手がかりを与ら私たち人類に向けて放たれた「メッセン

えてくれます。

ジャー」であるといえます。

宇宙線が生成する「空気シャワー」
こうして発見された宇宙線は、さらに調べていくうちに無作為に降り注ぐのではな

宇宙線のエネルギーや化学組成を測定す

いこともわかってきます。数台の放射線検るためには、地表の広範囲にたくさんの宇

出器を、距離をおいて設置し宇宙線を検出

宙線検出器を並べ、空気シャワーを観測しすると、一度に大量の宇宙線が地表に到達ます。
このようにして調べた結果、宇宙からしている様子が観測されたのです。また飛来する宇宙線は10の8乗電子ボルトから1936年には、高度が上がるにつれ急増する

10の20乗電子ボルト（可視光の1億倍から1

宇宙線の線量は、高度およそ15キロメート

垓倍のエネルギー）という幅広いエネル

ルでピークとなり、その後急速に減少する

ギーでやってくることがわかりました。

という測定がされました。
つまり、
これまで

図1
Fig.1

物質をつくる素粒子の種類
Types of elementary particles that constitute ordinary matter

図2 空気シャワーとは、宇宙から降り注ぐ放射線（一次宇宙線）が、
大気中の原子核と反応してつくられる二次粒子群のことです。
Fig.2 Air showers are cascades of light particles that are produced in collisions
between primary cosmic rays and air molecules.

きません。このように様々なチャレンジのいます。岩や地中に含まれる放射性原子核のことでした。
1912年、オーストリアの科

41000万倍のエネルギーにもなります。このしている原子核や素粒子などの粒子です。

High-Energy Particles from Space
Cosmic rays are high-energy particles that strike the Earthfrom all directions. They originate in space and travel at nearly the speed of light through space.
These particles are mostly the nuclei of the same atoms that
constitute our everyday matter. About 90 percent of the cosmic rays are hydrogen nuclei—namely protons, 9 percent are
helium nuclei, and the rest are heavier nuclei and elementary
particles such as electrons and positrons.
It was not until the early twentieth century that scientists realized high-energy radiation originates not just from radioactive nuclei on earth, but also from outer space. In 1912, anAustrian physicist Victor Hess ascended in a balloon up to thealtitude of 5 kilometers, and found that his electroscope discharged more rapidly as he ascended, which he attributed toradiation entering the atmosphere from above. This marked
the discovery of cosmic rays.

Cosmic Ray Air Shower
The flux of cosmic radiation increases sharply with altitude,
but it peaks at about 15 kilometers in altitude, dropping
sharply at higher altitude. This discovery was made in 1936,
and along with other observations by ground-based detectors,
indicated that the radiation detected was from secondary particles produced by very high-energy cosmic rays reaching the
Earth from space.

When a primary cosmic ray from space collides with an air
molecule, it breaks apart the nucleus of the molecule, resulting
in production of multiple high-energy particles (called “hadrons”), which then fly apart at nearly the speed of light, further striking the surrounding air molecules, producing moreparticles. The chain reaction quickly grows and the productparticles soon decay into many types of lighter particles suchas muons, neutrinos, gamma-rays, electrons, and positrons.
This cascade of particles is called an “air shower.” A typical
air shower develops into hundreds of billions of secondary
particles, raining on an area covering several hundred square
meters on the ground.
Muons, mesons, and positrons were first detected in air showers, bringing about profound impacts on the field of elementary particles. However, the field of Cosmic Ray Astronomy is
yet to see major breakthroughs: there are still so many questions to explore, the most significant of which being, for example, what are the sources of high energy cosmic rays, andhow they propagate through space before arriving the Earth.

Sources of Cosmic Rays
Primary cosmic rays impact on the Earth’s atmosphere witha very wide energy spectrum, from 10 8 to 10 20 electron volts.
The number of primary cosmic rays decreases exponentiallywith energy.

5

A cosmic ray particle of the highest energy
has energy that is equivalent to the energy alightning bolt emits every second—a hundred
trillion times the energy of a typical particle
emitted by a radioactive nucleus, and ten million times the energy of the highest energy
man-made particle accelerator can produce.
This indicates that the universe must containsomewhere the mechanisms that can accelerate particles to such enormous energies. Recent studies have found that supernova are
one such sources of cosmic rays, but theycannot explain every cosmic ray.

ガンマ線、ニュートリノ、そして重力波
宇宙からやってくるメッセンジャーは、
前述のような原子核のみならず、最もエネ
ルギーの高い電磁波（光）
である「ガンマ線」
や、全ての物質を軽々とすりぬけて地球に到来する素粒子「ニュートリノ」などもあり、その特性から原子核宇宙線とは相補的な情報を与えてくれます。困難だったこれ
らの粒子の観測も近年の技術の進歩により飛躍的に進展し、新たにガンマ線・ニュート

Ultimately, cosmic ray scientists aim to uncover the mysteries of the evolution of theuniverse by understanding the mechanismsof very high-energy astrophysical events occurring at enormous distances from the
Earth. Cosmic rays are, to scientists, “messengers” sent to mankind that convey messages
from the edge of the universe, with a great
potential to bring answers to questions thatare asked in a wide range of fields in physics
and astronomy.

リノ天文学が拓けてきました。
そしていま、
電磁波や素粒子に加え、人類
は「重力波」という新たなメッセンジャーを得ようとしています。
重力波とは、重い天体が加速しながら動くときに起こる空間のゆがみが、宇宙空間上を波のように伝わる現象のことです。非常に重たい天体の合体の様子や、熱い宇宙の誕生をもたらしたイ
ンフレーションとよばれる急激な膨張など、

Gamma-rays, neutrinos,
and gravitational waves

原子核や素粒子では到底とらえることのできない最深部の宇宙の姿をも直接観測する手段となります。非常に微細なこの時空の振動を、人類のもてる最先端の技術を結集して観測装置の建設に挑んでいます。
この他にも、未知の物質「暗黒物質」の直接探査など、成功すれば物理学に飛躍的な発展をもたらす重要な実験が行われてい（この検出器群を「地表アレイ」と呼びます）

レイの検出器やニュートリノ望遠鏡としてます。
現在の宇宙線研究では、
こういった多し、空気シャワーに含まれる荷電粒子を検活用されています。

角的なアプローチ「マルチメッセンジャー」

出する方法があります。これは他の手法にによる観測を通して、宇宙の謎を解明する

比べて広範囲の空を天候に関係なく高稼働

世界最先端の研究が行われています。東京

率で観測できるという利点があるのに対し、 電子が大気中の窒素分子や分子イオンを励

大学柏キャンパスにある宇宙線研究所は、宇宙線から生じた荷電粒子であるかどうか

このように多岐にわたる数々の宇宙線研究の判別がつきにくいという難点があります。 あり、地表アレイと蛍光望遠鏡を組み合わ起して発する蛍光をとらえる蛍光望遠鏡もせることで、より解像度の高い探査を行っを一括して行っている世界で唯一の研究機関なのです。

その他には、空気シャワー中の電子や陽次に、空気中で発生する「チェレンコフ

ている探査実験もあります。

光」という光を観測する空気チェレンコフ

さまざまな宇宙線検出器

望遠鏡もあります。
チェレンコフ光とは、
空

空気シャワーを検出する手法に対し、気気シャワーで発生した荷電粒子が大気中で球や衛星などで一次宇宙線を直接観測する

代表的な宇宙線検出器は、地表の広範囲の光速を超えて走るときに生じる光の衝撃方法もあります。大気の希薄な高い高度でに配置された多数の検出器で空気シャワー波です。
大変微弱な光であり、月のない晴天宇宙線を直接とらえることで、その組成とをとらえる地表宇宙線実験で、その痕跡かの夜にしか観測できないという難点があり

エネルギーを測定し、宇宙線の加速メカニら一次宇宙線のエネルギーや化学組成を再ますが、宇宙線起源の放射線を見分けるこ

ズムや伝わり方の理解を進めてきました。

構築します。目的によりいくつかの種類がとに長けており、比較的低いエネルギーの

現在では、暗黒物質や反物質といった素粒あります。

宇宙線やガンマ線による二次宇宙線の検出

子と宇宙の謎に迫る研究も進められており、に力を発揮しています。大気ではなく水を地表では代替できない手法として今後も注使用する水チェレンコフ望遠鏡も、地表ア目されます。

まず、広大な領域に多数の検出器を配置

6

図3
Fig.3

宇宙線観測のさまざまな手段
Methods of Cosmic Ray Detection

Traditionally, cosmic ray is the term given toa high-energy charged particle, such as a nucleus or charged elementary particle, which
strikes the Earth from space. Over the pastfew decades, however, cosmic ray research
evolved to embrace broader definition of particles coming in from space, to include gamma-rays—high energy photons, and neutrinos—elusive particles most of which passthrough matter unnoticed.
Such messengers bring information unavailable in ordinary cosmic rays. They are abundantly produced in high-energy astrophysicalevents, and travel straight through space
without being affected by galactic magnetic
fields to convey information of the environment they were produced. Recent technological developments have overcome many observational difficulties, and brought forth a newera of gamma-ray and neutrino astronomy.
Today, with the new kilometer-scale gravitational wave telescope currently under construction in Kamioka mine, scientists will acquire new “eyes” with which to see theuniverse. Gravitational waves are ripples inthe space-time which propagate throughspace at the speed of light. Detection of gravitational waves will uncover large portion of
the universe that are, with the traditional
probes, unobservable; such as, mergers of
black-holes and the birth of the universe.

With the addition of neutrino, gamma-ray,gravitational wave, and dark matter experiments to probe a broad range of cosmic
events, Institute for Cosmic Ray Research at
the University of Tokyo continues to be theonly research center in the world that hosts acomprehensive array of leading cosmic ray
research programs.

Methods of Cosmic Ray Detection
Many cosmic ray experiments utilize arraysof telescopes and/or particle detectors thatcover a large area of ground to detect air
showers. Scientists use the data from air
showers to reconstruct the primary cosmic
ray events and to analyze their energy andchemical composition.
There are multiple types of ground-based
cosmic ray telescopes currently in use. The
first is called an extensive air-shower array,
which measures ionizing events of charged
particles passing through the detectors.
Air-shower array experiments are sensitive
to high-energy cosmic rays and can observea broad area of the sky at any time.
The second type of ground-based cosmic ray
detector is an air Cerenkov telescope. It detects Cerenkov radiation emitted whencharged particles in an air shower travel faster than the speed of light in air (light travels
slower in a medium than in vacuum). An air
Cerenkov telescope is only used during themoon-less nights, but is sensitive to lower-energy cosmic rays.
The third detection method, a Water Cerenkov telescope, detects Cerenkov radiation
produced in water instead of air, is also employed in ground-based air shower arrays
and underground neutrino experiments.
Another method is to detect the fluorescentglow in atmosphere due to excited nitrogenmolecules along the paths of electrons andpositrons in the air shower. The method
gives high directional resolution, and is therefore often combined with Cerenkov telescopes and air shower arrays.
Balloon experiments and satellite cosmic ray
detection methods give complementary data
to ground-based cosmic ray observation. By
detecting primary cosmic rays from space directly, these high-altitude experiments havemade many important contributions in probing
the acceleration and propagation mechanismof cosmic rays. With new objectives to investigate dark matter and antimatter, they continue to be essential to our cosmic ray research.

7

宇宙ニュートリノ研究部門

スーパーカミオカンデグループ
Super-Kamiokande Group

研究目的と装置●スーパーカミオカンデは岐阜県神岡町の神岡鉱山の地下1,000メートルにあり、
平成

研究の現況
●大気ニュートリノ観測による

ニュートリノ質量の発見の高密度物質、地球の物質を通過してスー

8年4月1日に実験を開始しました。実験の宇宙から飛んでくる宇宙線は大気と反応

パーカミオカンデに届くため、ニュートリ

目的は、①太陽や大気中、加速器で生成されしてニュートリノを作ります。この大気ノ振動に対する物質の効果を探ることがでたニュートリノを使ってニュートリノの性

ニュートリノは、ミューニュートリノと電きます。最近ではこの物質効果によって夜質を探る素粒子の研究、②陽子崩壊の探索

子ニュートリノで構成されています。この間の方が昼間よりもニュートリノ事象数がによる大統一理論の検証、③超新星爆発な中のミューニュートリノが、地球サイズの多くなるという兆候を掴みました。現在はどから飛来するニュートリノを使って天体距離を飛ぶ間にタウニュートリノに変わっ

太陽内部の物質効果を調べるために精密観や宇宙を探る研究であり、素粒子から宇宙てしまうことを、平成10年に発見しました。 測をおこなっています。

まで広い分野の研究ができます。

上空で生まれて下向きに飛んでくるニュー
トリノは20から30キロメートル飛行して●長基線ニュートリノ振動実験●実験装置は純水5万トンを満たした円筒

スーパーカミオカンデに到達します。それ形のタンクです（図1参照）。荷電粒子が水に対して地球の反対側で生まれてスーパー

平成11年から16年まで、茨城県つくば市

中を超光速で走るときに発せられる、チェ

カミオカンデに到来する上向きのニュートの高エネルギー加速器研究機構の加速器でレンコフ光という青白い微かな光を捕える

リノは約13,000キロメートルも飛行してき作られたニュートリノを、250キロメート

ため、タンク内面には直径50センチメート

ます。図2を見ると、上向きのミューニュー

ル離れたスーパーカミオカンデで捕らえる

ルの光電子増倍管（センサーの一種）が約

トリノの数が減ったように見えますが、こという実験（K2K実 験）が お こ な わ れ、

11,000本取り付けられています。

れはタウニュートリノに変わってしまった

ニュートリノ振動を確認しました。

平成21年度からは茨城県東海村にあるためにそのように見えています。このよう

平成21年度には、茨城県東海村の大強度

J-PARC加速器からのニュートリノを観測にニュートリノがその種類を変えてしまう

陽子加速器（J-PARC）で生成されたニュー

する、Ｔ2Ｋ実験が開始されました。平成23

現象を「ニュートリノ振動」と呼びます。

トリノをスーパーカミオカンデで捕える、

年6月には世界で初めてミューニュートリ

ニュートリノ振動はニュートリノが質量をT2K実 験 が 開 始 さ れ ま し た（図4参 照）。

ノが電子ニュートリノへと変化した兆候を持っている場合にのみ起こる現象であり、T2K実験では、K2K実験より大強度かつエ

とらえました。

ニュートリノ振動の発見によってニュート

ネルギーの揃ったニュートリノを用いるこ

リノが質量を持つことが示されました（図2とにより、ニュートリノ振動の精密研究を参照）。
最近では振動した後のタウニュート

行います。平成23年6月には世界で初めてリノの観測に成功しています。大気ニューミューニュートリノが電子ニュートリノへ

トリノの精密観測によって、未知のニューと変化した兆候をとらえました。Ｔ2Ｋ実

トリノの性質を探っています。

験では、たくさんのニュートリノ事象を捉●太陽ニュートリノ観測と

ニュートリノ振動

太陽中心部では、核融合反応によってエネルギーが発生しています。その反応に8かりました。太陽ニュートリノは太陽内部

図1

スーパーカミオカンデの内部

Fig.1 Inside of the Super-Kamiokande
detector

図2 大気ニュートリノの天頂角分布。
上向きニュートリノの振動の証拠
Fig.2 Zenith-angle distribution of
atmospheric neutrinos, showing evidenceof oscillation for upward-going neutrinos.

えて、ニュートリノ振動の全容解明に迫ることが期待されます。
●将来計画

よって大量の電子ニュートリノが生まれ、スーパーカミオカンデにガドリニウムを地球に降り注いでいます。スーパーカミオ

溶解させ中性子の同時計測ができるように

カンデはニュートリノと電子との散乱によすると、宇宙の初めから起きてきた超新星

り太陽ニュートリノを観測しているため、爆発からのニュートリノ
（超 新 星 背 景

事象の方向を使って太陽ニュートリノ事象

ニュートリノ）を捉えることができます。
そを同定できます（図3参照）。スーパーカミのための開発研究がおこなわれています。

オカンデが観測した強度は予測値の47％

また、スーパーカミオカンデをさらに大型しかありませんでした。平成13年にカナダ化し、約20倍の体積の水チェレンコフ装置のSNO実験が、
電子ニュートリノの強度を（ハイパーカミオカンデ）によって、物質と測り、その結果とスーパーカミオカンデで反物質の非対称性の測定や、陽子崩壊の観の結果の比較をすることによって、電子測を行う研究開発も進めています。

図3

ニュートリノで見た太陽の軌跡

Fig.3 Track of the Sun seen by neutrinos.

About
Super-Kamiokande
The purpose of Super-Kamiokande(SK) is to study elementary particle
physics and astrophysics throughneutrino detection and nucleon decay
searches.
SK is a 50,000-ton cylindrical water
Cherenkov detector 40 m in heightand 40 m in diameter. It is equippedwith over 11,000 20-inch photomultiplier tubes (PMTs) in order to observe various elementary particle interactions in the detector. Detector
operations began in 1996. SK observes enormous amounts of neutrinos produced both in the Sun (solar
neutrinos) and by the interactions ofcosmic rays in the atmosphere (atmospheric neutrinos). In 1998 SK observed a clear anisotropy in the zenith angle distribution of its
atmospheric neutrino data, thereby
establishing the existence of neutrino
masses and mixing, a phenomenon
known as “neutrino oscillations.” Furthermore, accurate measurements ofthe solar neutrino flux using neutri-

写真提供：独立行政法人
日本原子力研究開発機構

ニュートリノがミューニュートリノおよび

図4

タウニュートリノに振動していることが分

Fig.4

東海－神岡間長基線ニュートリノ振動実験（T2K実験）Tokai-Kamioka long baseline neutrino oscillation experiment (T2K).

no-electron scattering data in SK, in
conjunction with results from the
SNO experiment in Canada, led tothe discovery of oscillations among
neutrinos produced in the center of
the Sun.
The first accelerator-based long-baseline neutrino-oscillation experiment
was performed from 1999 to 2004. A
neutrino beam produced by an accelerator located 250 km away at KEK
was directed towards Super-Kamiokande during this time period. The
K2K experiment was completed successfully and confirmed the neutrino
oscillation phenomenon observed in
atmospheric neutrino measurements.
A new accelerator-based long-baseline neutrino oscillation experiment,
the T2K experiment, which utilizes a
new accelerator facility located in
Tokai village (J-PARC), started in2009. This accelerator provides aneutrino beam 50-times more intensethan that of the K2K experiment.
New measurements of neutrinos using this beam will make it possible toreveal hidden properties of the neutrino. For instance, the T2K experiment observed the world’s first indication of muon neutrino to electron
neutrino oscillation in 2011.
As a possible future detector improvement for supernova neutrino
detection, R&D towards adding gadolinium to the SK detector is in progress. A proof-of-principle experimentusing a 200-ton tank is now being
conducted.
Further, R&D for a one million metric ton water Cherenkov detector,
Hyper-Kamiokande, which has 20
times more volume than Super-Kamiokande, is underway. Hyper-Kamiokande aims to discover a possible
particle-antiparticle asymmetry inneutrinos, known as CP violation, andto extend sensitivity to proton decays by an order of magnitude beyond what has been achieved by Super-Kamiokande.

9

宇宙ニュートリノ研究部門

T2K実験

T2K Experimenttry.

研究目的と装置

The intense neutrino beam is produced byusing a new high intensity proton synchrotron accelerator complex (J-PARC) constructed at JAERI site in Tokai village. Asa far detector to study neutrino oscillation
phenomena, the T2K experiment utilizes
the Super-Kamiokande (SK) detector,
which is located at 295 km away from thebeam production target.

ニュートリノ振動現象は、
大気ニュートリノや太陽ニュートリノといった天然のニュートリノ観測によって発見され、振動パラメータの測定が行われてきました。
一方、
大気ニュートリノで示唆された
ニュートリノ振動現象を、加速器による
人工ニュートリノを用いて世界で初めて検証することに成功したのが、1998年から日本で行われたK2K実験です。
また本
実験によって、加速器を用いた長基線
ニュートリノ振動実験の手法が確立されました。
これまで行われた実験から、ニュート
リノ振動を特徴づけるいくつかのパラメータのうち、二つのニュートリノ質量
差と三つのニュートリノ混合角について有限値が得られています。
最後の未知混合角であったθ13が有限な値を持つ事による電子ニュートリノの出現現象の発見
は、T2Kの当初の目的の一つでありまし
たが、初期のデータにより成功しました。
また複数の原子炉ニュートリノ実験により、有限なθ13の値が確認されました。この発見を受け、T2K実験はニュートリノ
とニュートリノの反粒子との性質の違い（CP対称性の破れ）を測定することを目指しています。
T2K実験においてもう一つの重要な研究課題は、混合角θ23及び質量差Δm232の精密測定です。
T2K実験においては大強度のビームを用いることでスーパーカ
ミオカンデにおいて大量のニュートリノ
事象を観測でき、
これら二つのパラメー
タの測定精度をこれまでより一桁近く改善することが可能となります。
とくにθ23については、
sin2 2θ23が１に近いことが、
大気ニュートリノ観測や他の加速器を用いた長基線ニュートリノ実験からわかっていますが、もしこの値が正確に1であるならば、これまで知られていない対称性が背後に潜んでいる可能性もあり、大変興味深いといえます。
T2K実験では東海村のJ-PARCに設置されている強力な陽子加速器を用いて高輝度のニュートリノビームを生成、実験に用いています。
振動後のニュートリノ
を観測するために、
ニュートリノ源から

10

J-PARC原子核素粒子実験施設
写真提供：独立行政法人 日本原子力研究開発機構

J-PARC nuclear and particle physics facility
Image Credit: Japan Atomic Energy AgencyのT2Kニュートリノ事象選択を行うシ295km離れた岐阜県飛騨市にあるスーステムを作りました。
パーカミオカンデを用いています。
T2K
実験用ニュートリノビームラインのデザ
インには、
オフアクシス
（非軸）
ビームと
研究の現況
いうアイデア（Long Baseline Neutrino
Oscillation Experiment, BNL E889
J-PARCの陽子加速器システムとT2K
proposal,（1995））
が取り入れられました。 実験のニュートリノビームラインの建設
陽子ビームの方向をわざとずらすことには2009年春に完了し、2010年1月より本
よ り、エ ネ ル ギ ー の 広 が り の 小 さ い
格運用が開始されました。
2010年2月24
ニュートリノビームを効率的に生成する
日には加速器（J-PARC）
からのニュート
ことが可能となります。
T2K実験開始時
リノ反応事象を初めて観測しました。
さはスーパーカミオカンデにおいてニューらに東日本大震災で2011年3月11日に加トリノ振動の効果が最大となるよう、 速器が停止する直前までに取得したデービームの方向がスーパーカミオカンデかタを解析して、
ミューニュートリノが電ら2.5度ずれた方向となるよう機器が設
子ニュートリノに変化した兆候である電置されました。
このとき、スーパーカミオ
子ニュートリノ事象6個（図1）を世界でカンデにおけるニュートリノエネルギー
初めてとらえたことを発表しました。
東の中心値はおよそ650MeVとなります。 日本大震災からの加速器施設の復旧を終生成するニュートリノはほぼミューオン
え、
2012年に実験を再開し、2013年にはニュートリノであり、電子ニュートリノ
電子ニュートリノ事象を28個に増やし、の混入はエネルギーピーク近傍で0.4%電子ニュートリノ出現の現象をより確実程度しかないと見積もられています。
こなものとしました。
この発見により、将来のT2Kニュートリノビームラインが生の粒子・反粒子対称性の破れの実験手法成するビームは、
K2K実験と比較して2が確立された事と共に、世界に先駆けて桁近い大強度を達成することを予定してその研究が始まったことが示されました。
います。
スーパーカミオカンデにおいて今後も観測ニュートリノ数を増やし、または、
2008年にデータ収集電子回路装置を
反ニュートリノを使った測定も実施して更新し、安定した高精度観測ができるよニュートリノ振動現象の全容解明を世界
う に 準 備 を 行 い ま し た。ま た 加 速 器に先駆けて行ってゆくことを目指します。
ニュートリノビームの時間情報をリアルタイムに転送し、スーパーカミオカンデ

In designing the neutrino beam line for
T2K, the idea of off-axis beam (Long Baseline Neutrino Oscillation Experiment BNL
E889 proposal, (1995)) is conducted. With
this method, we can produce sub-GeV energy neutrino beam with narrow energy
spread efficiently from a 30 GeV protonbeam. In the T2K experiment, the initial
図1 スーパーカミオカンデで観測された、電子ニュートリノ反応候補事象の一つ。円筒形をしpeak position of the neutrino beam energy
たスーパーカミオカンデの展開図で、内壁に配置された光電子増倍管の内、光を捉えたものにとis adjusted to ～650MeV by setting the
らえた光の強度に応じて色をつけて表示している。水と電子型ニュートリノ反応によって発生し
off-axis angle to 2.5°
to maximize the neuた電子が引き起こす電子・陽電子シャワーが発したチェレンコフ光がリング状に捉えられている。
trino
oscillation
effects
at the SK detector.
Fig.1 An electron neutrino event candidate observed at Super-Kamiokande. A diffusing ring produced by electron-positron shower is observed.
The generated neutrino beam is primarily
muon neutrino with a small contaminationof electron neutrino, which is estimated tobe 0.4% at the flux peak. The T2K neutrino beam is expected to become almost two orders of magniThe K2K experiment established the method of the accelertude more intense compared to the K2K neutrino beam. In
ator-based long baseline neutrino oscillation experiment andSuper-Kamiokande,
the front-end electronics were replaced
successfully confirmed the neutrino oscillation phenomena
in
2008
and
we
have
achieved very stable data taking. The
discovered by natural cosmic neutrinos from earth’s atmobeam
timingtransfersystem and Super-Kamiokande event
sphere and the sun. Until now, several experiments haveselection
by
using
the
beam
timing have been established.
measured all 3 neutrino mixing angles and 2 mass differenc-

T2K Experimentes using accelerator, atmospheric, solar and reactor neutrinos. The one of original T2K’s goals has been alreadyachieved by its initial data, that is to establish electron neutrino appearance phenomena in muon neutrino beam. This
result is interpreted by nonzero θ13―last unknown neutrino
mixing angle―which was also clearly demonstrated by reactor neutrino experiments in 2012. The revised T2K’s goal
is to explore CP violation in the lepton sector that became
theoretically and technically feasible by the established electron neutrino appearance measurement in T2K.

Another important purpose of this experiment is precise
measurement of θ23 and Δm232 parameters. By high statistical neutrino observation, the precisions of these parameters
are expected to be almost one order of magnitude better
than before. So far, sin2 2θ23 is consistent with maximum (=1)
from the SK, K2K and the MINOS experiments. If sin2 2θ23
is exactly unity, it may suggest an underlying new symme-

The construction of the J-PARC accelerator complex for theT2K experiment was completed and physics run were started in January 2010. On February 24th 2010, we succeeded inobserving the first J-PARC neutrino interaction event at Super-Kamiokande. Of the 88 neutrino events accumulated until just before the big earthquake on March 11th 2011, 6
electron neutrino candidates has been found (Figure1). The
indication of this electron neutrino appearance were published in June 2011. We resumed neutrino beam data taking
in January 2012 and established the electron neutrino appearance phenomena by observed 28 candidate events inthe updated analysis by using data taken by 2013. This discovery means that an experimental test of CP violation is
actually feasible and that the test is already started. By accumulating anti-neutrino data as well as more neutrino data,
T2K aims to find out all unknown quantities of the neutrino
world.

11

宇宙ニュートリノ研究部門

XMASSグループ
XMASS Group
研究目的と装置●XMASSグループとその名前

XMASSグループは、
ダークマター、低エ
ネルギー太陽ニュートリノ、そしてニュートリノの出ない2重ベータ崩壊の検出を目的として研究を遂行しています。
XMASSの名前の由来は、これら3つの目標の共通の省略形です。希ガス液体シンチレータである液体キセノンを使用し、それを神岡鉱
山の地下1000メートルに設置して観測す
る多目的実験です。
●ダークマターとは？

ター探索装置XMASS-Iを運転しています。
図1はそのイメージ図で835kgの液体キセ
ノンを約642本の光電子増倍管で球状に囲っています。
● XMASSグループでは、この実験に特化した「極低放射能」光電子増倍管を浜松ホトニクスと共同で開発しました（図2）。この光電子増倍管は、液体キセノンからのシ
ンチレーション光を検出するだけでなく、放射性不純物を従来のものよりも一桁以上下げました。

これまでの物理成果

近年における宇宙の観測は目覚ましい成XMASS検出器が大型で極低バックグラ
果を上げており、宇宙のエネルギーや物質
ウンドである利点を活かし、様々なシナリの中に、陽子や中性子など「目に見える」
オの暗黒物質探索を行い成果を上げてきま
物質は全体の約5パーセントしかないこと、 した。
そしてその5～6倍の未知の物質（ダークマ （1）XMASS-Iは、
ダークマター直接探索実
ター）があることが分ってきました。
初期宇
験の中では最も大質量の検出器ですが、宙にはこのダークマター密度の僅かな揺らエネルギー閾値が0.3keVと非常に低いぎが種となり、密度の高いところは重力にため、まずこの特色を生かした解析を行
よってさらにダークマターを引き寄せていい ま し た。
6.7日 分 の デ ー タ に よ っ て、き、しだいに目に見える物質であるチリや
ダークマターの信号を捉えたと主張す
ガスも引き寄せ、やがて星や銀河が形成さるDAMA/LIBRA 実験の領域を一部排れ、現在の宇宙の持つ大規模構造が作られ除することになりました（図3）。
たと考えられています。このようにダーク （2）弾性散乱に限らず、非弾性散乱によるマターは宇宙の成り立ちに直接的に関わっ探索を行いました。ダークマターによっているのです。その正体は分かっていませて検出器中のキセノン原子核（129Xe）が励起され、その際に出る40keVガンマ線
んが、観測事実からいくつかのその性質がを利用して検出します。
165.9日のデータ
推測されます。
（1）電荷を持たず、（2）宇宙を用いて探索が行われ、検出器835kgのをゆっくり動き回り、（3）安定であること
うち中心部にある41kgのキセノン（直径です。
これらの特徴を持つことから、
Weak30cm）と反応したデータを解析し、非弾
ly Interacting Massive Particle（WIMP）
性散乱による探索でスピンに依存すると呼ばれています。
このような物質は、
現在
ダークマターと核子の断面積に対し、初われわれが知っている素粒子では説明がでめて制限を与えました
（図4）
。
きません。
（3）Warm Dark Matter（温かいダークマ●大型極低バックグランド検出器ター）の候補の1つである、より軽くて極液 体 キ セ ノ ン 検 出 器 は、
（1）ダ ー ク マ
め て 弱 い 相 互 作 用 を す る 粒 子Suターが衝突した際の発光量が多く、（2）
10per-WIMP探索を行いました。超対称性
トンを超える大型化が可能、
（3）
液体、
気体、
粒子等が見つからない現在、
WIMPsの固体の各相が利用できるため放射性のバッ
他にも多様な暗黒物質候補を探索する
クグラウンドを極端に少なくできる、（4）ことが重要になってきているためです。
原子番号が大きいので、外部の放射線を外本探索では40-120keVのエネルギー領域
縁部で吸収できるといった特徴があります。
で（2）の解析に用いたデータを解析した
特に発光量が多いことは、ほんの僅かに結果、有意なダークマターの信号は残念
ダークマターが衝突した現象を検出するこながら見つかりませんでしたが、このことができるため、ダークマター直接探索のと に よ り、解 析 さ れ た 質 量 範 囲 でSu検出器として高い性能を発揮します。
per-WIMPが宇宙のダークマターであるというシナリオは正しくないことが明確になりました（図5）。この結果は高く
研究の現況
評価され、
Physical Review LetterのEd● 現在、
液体キセノン約1トンのダークマ
itors’ Suggestionにも選ばれました。
（2）

12

XMASS Experiment

図3 スピンに依存しない場合のWIMP核子の乱断面積の上限値曲線。バンドで示す領域は不定性によるもの。

図1 800kg検出器とその水放射線シールドの概観図。直径10ｍ・高さ10ｍの水タンク側面に20インチ PMTを配置し、中央には液体キセ
ノン検出器が設置されています。

Fig.3 Spin-independent elastic
WIMP-nucleon cross section as afunction of WIMP mass. The effectof uncertainty on the limit is shownin the band.

Fig.1 The schematic view of the detector and the watertank. The size of the water tank is φ10m×10m. The 835 kg
LXe detector is immersed in this water tank.

129
図4 スピンに依存するWIMP-核子断面積。
Xe原子核の非弾性散乱を用いた制限は、原子核の2つのモデルに対して実線と点線で示す。その他の点線は弾性散乱による探索よるもので、非弾性散乱を用いた探索ではXMASSによって、初めて結果が与えられた。

Fig.4 The thick line and the dots represent XMASS limits with two different nuclear models of 129Xe by inelastic scattering search. The other lines represent experimental constraints on spin-dependent WIMP nucleon cross sections extracted
from elastic scattering data. Our own limit is the first derived exclusively from dataon inelastic scattering.
図2 XMASS実 験 用“極 低 放 射 能” 光 電 子 増 倍 管（Hamamatsu
R10789）の据付作業の様子。
642本の光電子増倍管の取り付け作業
が完了。
（右写真）
Fig.2 The “ultra low radioactivity” PMT (Hamamatsu
R10789) was shown here (Up-left). Assembly of 642 PMTs
was completed in 2010. (Right)と（3）の結果は、
XMASS-Iのこのエネル
ギー領域で世界一バックグラウンドが低いことを証明した、大変重要な成果となりました。

XMASS実験の将来の展望
XMASS実験ではバックグランドを減らす改造をした後、2013年11月から観測を再び開始しています。 今回の観測で期待される物理結果の一つにダークマター信号の季節変動による検証があり、大きな検出器
で高統計な探索を進め、世界で最も感度のある探索が期待されます。
また、より感度を上げた探索を行うために、
次世代XMASS実験である“XMASS1.5”の構想も提案しています。検出器の質量は、現在の約5倍にあたる液体キセノン5トンと大型化し、さらに今までの経験を生かして光電子増倍管もより低バックグラウンドになるだけでなく、受光面をドーム型にすることでセンサー視野を大幅に広げ、大きな感度向上を実現していきます（図6）。

図5 ボゾン型Super-WIMP（上：スピン０の擬スカラー粒子、下：スピン１のベクトル粒子）と電子の結合定数（縦軸）とその質量（横軸）。実線は、宇宙初期に自然に生成されたダークマターが現在の残存量をうまく説明できる結合定数を示す。太線は本実験の結果を示し、他は天体物理に基づいた議論による制限を示す。
XENON100、EDW-IIは、他のグループの実験結果を示す。
Fig.5 Limits on coupling constants for electrons and pseudoscalar bosons (top)and electrons and vector bosons (bottom) at 90% C.L. (red line). (Top) XENON100
and EDW-II correspond to constraints obtained by other experiments. (Bottom) The
thin solid line corresponds to the coupling constant required to reproduce the observed dark matter abundance. The other lines are obtained by astrophysical observations.

図6 次世代XMASS検出器用に開発中の3インチ光電子増倍管。受光面をドーム型にすることで、検出器の感度を大幅にあげることが期待される。
Fig.6 Newly developed 3inch PMT
for next generation XMASS detector. It is expected to improve thesensitivity for dark matter search
substantially by using ‘dorm’ window shape.

The goals for XMASS project are to detect low energy solar neutrino, dark
matter particle, and neutrino-less double beta decay. XMASS derives from・Xenon detector for Weakly Interacting MASSive Particles (direct dark matter search)
・Xenon MASSive detector for solar neutrino (pp/7Be solar neutrino)
・Xenon neutrino MASS detector (neutrinoless double beta decay)
This project aims to achieve multi purposes of physics experiment by using liquid xenon (LXe) detectors in the deep underground laboratory at Kamioka
mine.
Current evidence indicates that 27% of the mass energy density of the Universe
is composed of cold, non-baryonic dark matter, which has thus made up 5-6
times more than baryonic matter. Weakly interacting massive particles (WIMPs)
are an attractive candidate, and may be detectable via rare elastic scattering interactions that deposit a few tens of keV in target nuclei.
The advantages to use LXe detector are followings, 1) high light yield, 2) scalability of the size up to tons of mass, 3) easy purification of the radioactivity to
reduce the internal background by using several methods in the different
phases of xenon, and 4) large atomic number to shield radiations from outside ofthe detector. The first advantage is especially important for the direct dark
matter search where we need to observe very small energy deposited by dark
matter particles.
In 2007, the first phase of this program started to build 835 kg of LXe detector
for the direct dark matter search. Figure 1 shows the schematic view of the detector and the water tank for the radiation shield. In this detector, XMASS-I,
the LXe target is surrounded by about 642 “ultra-low-radioactivity” PMTs developed for this experiment with Hamamatsu (Fig. 2). Those PMTs are used todetect the vacuum ultra violet light from the LXe scintillation. To explore dark
matter particles, the experiment require sensitivity to low energies (<10 keV)and very low event rates (< 0.1event/kg/day). This requires innovations in thedetector design, and considerable attention to their radioactive backgrounds.
Based on the data from XMASS-I, we obtained following results:(1) We performed the light mass WIMP analysis by taking the advantage of low
energy threshold of 0.3 keVee. 6.7 days of data was analyzed to compute thespin-independent elastic WIMP-nucleon cross section and the result is shownin Fig. 3. The effect of uncertainty on the limit is shown in the band.
(2) An inelastic channel was explored to search for dark matter particles. By selecting events only at the central part of the detector, a search for dark matter via inelastic scattering of 129Xe by detecting additional 40 keV gamma-rays
was performed. We observed no significant excess in 165.9 live days’ data in a
spherical fiducial volume of 30cm diameter (41kg of LXe) and derived an upper limit for the spin-dependent WIMP–neutron cross section of 1.1×10－37cm2
or 4.2×10－38cm2 (50GeV WIMP), respectively, using the different model ofform factors of 129Xe nuclei in Figure 4.
(3) A WIMP is well-motivated model that guides most experimental searches,
however, simulations based on this cold dark matter scenario expect a richer
structure on galactic scales than those observed. Furthermore, there is so far
no evidence of SUSY particles at the LHC, and therefore, it is important to investigate various types of dark matter candidates. These facts strengthen aninterest to consider lighter and more weakly interacting particles such as super-WIMPs, a warm dark matter candidate. We searched for signatures of bosonic super-WIMPs with same data set as the inelastic search above. For vector bosons, the present experimental limit excludes the possibility that vector
super-WIMPs constitute all the dark matter (Fig. 5). This result was publishedin Physical Review Letters, selected as Editors’ Suggestion, and demonstrated
our world best background in this energy range.
In addition to the current XMASS activity, we are proposing the next generation large detector with efforts on not only reducing radioactivity of PMTs but
also designing the ‘dorm’ shape 3inch PMT to reduce the surface events of thedetector by a wide angle of view (Fig. 6). The size of the detector will be 5 tonof liquid xenon and it will deeply explore the SUSY parameter region.

13

高エネルギー宇宙線研究部門

チェレンコフ宇宙ガンマ線グループ
Cherenkov Cosmic Gamma Ray Group

超高エネルギー宇宙ガンマ線による宇宙の研究は、近年大きく進展し宇宙物理学のあらたな一重要分野を形成している。この研究をさらに飛躍的に発展すべく、日米欧の国際共同により、従来の装置の10倍の感度と広い光子エネルギー領域を観測できる
究極の超高エネルギーガンマ線観測施設
チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）の建設への準備をすすめている。最高エネルギー
光子といえるTeV領域宇宙ガンマ線を観測し、極限的宇宙の姿を明らかにする。
超新星残骸、
超巨大ブラックホール周辺、
ガンマ
線バーストでの高エネルギー粒子の加速／生成機構、宇宙における星・銀河の形成史の研究し、さらには宇宙を満たす暗黒物質の探索、究極の物理理論である量子重力理論の検証を行う。
現在、100 GeV から 10TeV にわたる超高エネルギーガンマ線による天体観測は、
解像型空気チェレンコフ望遠鏡（IACT）によ っ て 行 わ れ る。そ の 歴 史 は1989年 のWhipple 望遠鏡によるカニ星雲からのガ
ンマ線検出に始まるが、その後の技術的発展にともない、
現在では、
新しい世代の地上
ガンマ線望遠鏡 H.E.S.S.、MAGIC、
VERITAS により銀河系内、銀河系外に、多種多様な200に近い超高エネルギーガンマ線源が発見されている。
これまでに確立された技術と経験をもとに、
CTA は極めて高い感度と性能をもつようにデザインされている。
現在、
日米欧の国
際協力で、
大規模チェレンコフ望遠鏡アレイ
Cerenkov Telescope Array（CTA）
計画の準備研究を進めている。
CTAは、
大中小数十
のチェレンコフ望遠鏡群の設置により、感度を一桁向上（1mCrab～10－14 erg s－1 cm－2を達成）するとともに、観測可能なエネル
ギー領域を20GeV-100TeVと拡大し、高エネルギーガンマ線天文学を飛躍的に発展させるものである。この計画が実現すれば、1,000を超える超高エネルギーガンマ線天体の発見が期待される。
CTAにより多くの重要な物理研究を行うことができる。
100年来の問題である宇宙線の起源は、超新星残骸、
他の銀河内ガンマ線源、銀河内の拡散ガンマ線の詳細な観測により最終的に解決されるであろう。パ
ルサーやパルサー星雲を観測し、中性子星
近傍、また極限的な磁場中での物理が明らかになる。
活動銀河核の観測により、超大質

14量ブラックホール、またその周囲の降着円
盤、
超相対論的なジェットの物理、さらには活動銀河の宇宙論的スケールでの進化が研
究される。
また、
宇宙最大のエネルギー放出現象であるガンマ線バーストのその本質に迫ることができる。さらには、活動銀河核、
ガンマ線バーストの詳細な研究により1020eVまで延びる最高エネルギー宇宙線の起源に迫る。
また、
これらの宇宙論的な距離から伝播するガンマ線を使い、宇宙の歴史における星形成史や宇宙初期に最初にできた星について探り、さらには量子重力理論の検証を行う。宇宙を満たす素粒子と考えられる暗黒物質の対消滅からのガンマ線を今までに無い精度で探査する。以上のように、
CTAは高いサイエンスポテンシャル
持っており、かつ豊富な経験、
実績に裏打ちされた技術により、その実現へ向けて高い
Feasibility をもちあわせる。

図4 大口径望遠鏡（23m口径）。日本グループは高分解能イメージ
ングカメラ、超高速読み出し回路、高精度分割鏡のデザイン、光学補
償装置の量産をすすめている。
Fig.4 Large Size Telescope（23m diameter) designed by
Max-Planck-Institute for Physics. CTA Japan is contributing
to the design and production of the imaging camera at the
focal plane, ultrafast readout electronics, high precision
segmented mirrors and active mirror control system forLarge Size Telescopes.

図1 現在稼働中のMAGIC, VERITAS, H.E.S.S. 超高エネルギーガ
ンマ線望遠鏡。チェレンコフ宇宙ガンマ線グループは、カナリー諸島
ラパルにあるMAGICとフェルミガンマ線衛星による研究をおこなっ
ている。
Fig.1

The current generation VHE gamma ray observato-

ries, the MAGIC, VERITAS, and H.E.S.S. telescopes. The
日本グループは、アレイの中心に配置さCherenkov Cosmic Gamma Ray group works in gamma ray
れる大口径チェレンコフ望遠鏡1号基の建astronomy with MAGIC on La Palma, Canary Islands, andFermi Gamma Ray Satellite.
設をすすめており、
2016年暮れには1号基が カ ナ リ ア 諸 島 ラ パ ル マ に 設 置 さ れ、
ファーストライトを迎える。大口径望遠鏡
は 20GeVから1000GeVの低エネルギー領域をカバーする。
鏡の総面積は、十分なチェ
レンコフ光量を得るために、
400m2が必要である。
また、それぞれの光学エレメントに、
高反射率、
高集光効率、
高量子効率が要求される。
日本グループは、
この大口径望遠鏡に搭載する光センサー（光電子増倍管）、超高
図2 超高エネルギーガンマ線源（>100GeV）を銀河座標系にし速読み出し回路、分割鏡、光学補償装置の量めす。200に近い銀河内、銀河系外のガンマ線源が H.E.S.S., MAGIC, VERITAS により発見されている。
産を進めている。

大口径望遠鏡では、ガンマ線バースト等の種々のトランジェントな現象を捉えるた
めに、高速回転により瞬時に源を視野内に捕らえることが要求される。
現在、
マックス
プランク物理学研究所（ミュンヘン）のグ
ループが、MAGIC望遠鏡の経験をもとに23ｍ口径の大口径望遠鏡の詳細デザインを進めている。構造はカーボンファイバー
tubeによるスペースフレーム構造であり、軽量でかつ剛性を高めるデザインとなっている。ガンマ線バーストのfollow up観測を可能にするため総重量をおよそ100トンと軽量化し、20秒で180 度回転が可能である。
チェレンコフ宇宙ガンマ線グループは、
カナリー諸島ラパルにある MAGIC望遠鏡
により、フェルミガンマ線衛星を使いサイエンスを進めつつ、次世代の国際ガンマ線

Cherenkov Cosmic Gamma Ray Group

天文台CTA建設へ向けて大口径望遠鏡1号
基の建設を進めている。
この大口径望遠鏡1
号基は、カナリー諸島ラパルマのロケム
チャチョス天文台で、MAGIC望遠鏡と並んで建設される。

図5 日本グループにより設計、製作された大口径望遠鏡用クラス
ターモジュール。7本の高量子効率光電子増倍管、高圧回路、プリア
ンプ、スロー制御回路、超高速DRS4 波形読み出し回路、トリガーからなる。265クラスターモジュールにより大口径望遠鏡のカメラが構成される。
Fig.5 Camera cluster for the Large Size Telescope（LST）
developed by CTA-Japan. This cluster consists of sevenhigh quantum efficiency photomultipliers （R11920-100）,
CW High Voltages, pre-amplifier, Slow Control Board, DRS4
Ultra fast waveform recording system and Trigger. The LST
camera can be assembled with 265 of these clusters, cooling plates and camera housing.

Fig.2 Very High Energy Gamma Ray Sky (>100GeV).
About 200 Galactic and extragalactic sources have been
discovered by H.E.S.S., MAGIC and VERITAS.
glass on both sides. A surface protection coat consistingof the materials SiO2 and HfO2 will be applied to enhance
the reflectivity and to elongate the lifetime.

図3 CTA 超高エネルギーガンマ線天文台の想像図。CTA は、大口径（23m）、中口径（12m）、小口径（4m） の三種類の望遠鏡から構成され、20GeV から100TeVにわたる広いエネルギー領域で超高エネルギーガンマ線を観測する。
Fig.3 Artist view of the CTA observatory. CTA consists ofthree types of telescopes, Large Size Telescopes（23m diameter), Mid Size Telescopes（12m) and Small Size Telescopes （4m), and covers the broad energy band from
20GeV to 100TeV.

図6 日本グループ、三光精衡所により試作された大口径望遠鏡用の高精度分割鏡。ミラーは60mm厚のアルミハニカムを3mmのガラ
スではさんだサンドイッチ構造である。鏡表面はSiO2, HfO2の多層保護膜により長寿命、高反射率を実現する。
Fig.6 Prototype of the high precision segmented mirror for
the Large Size Telescope（LST）developed by CTA-Japan incooperation with Sanko Co.LTD. The mirror is made of a
60mm thick aluminum honeycomb sandwiched by 3mm thinglass on both sides. A surface protection coat consistingof the materials SiO2 and HfO2 will be applied to enhance
the reflectivity and to elongate the lifetime.

During the past few years, Very High Energy(VHE) gamma ray astronomy has made spectacular progress and has established itself as avital branch of astrophysics. To advance thisfield even further, we propose the Cherenkov
Telescope Array (CTA), the next generation
VHE gamma ray observatory, in the framework of a worldwide, international collaboration. CTA is the ultimate VHE gamma ray observatory, whose sensitivity and broad energy
coverage will attain an order of magnitude improvement above those of current Imaging
Atmospheric Cherenkov Telescopes (IACTs).
By observing the highest energy photons
known, CTA will clarify many aspects of theextreme Universe, including the origin of thehighest energy cosmic rays in our Galaxy andbeyond, the physics of energetic particle generation in neutron stars and black holes, aswell as the star formation history of the Universe. CTA will also address critical issues infundamental physics, such as the identity ofdark matter particles and the nature of quantum gravity.

pulsar wind nebulae will clarify physical processes in the vicinity of neutron stars and extreme magnetic fields. The physics of accretion onto supermassive black holes, thelong-standing puzzle of the origin of ultrarelativistic jets emanating from them, as well as
their cosmological evolution will be addressedby extensive studies of active galactic nuclei(AGN). Through dedicated observing strategies, CTA will also elucidate many aspects ofthe mysterious nature of gamma ray bursts(GRBs), the most energetic explosions in the
Universe. Detailed studies of both AGNs and
GRBs can also reveal the origin of the highest
energy cosmic rays in the Universe, probe thecosmic history of star formation including thevery first stars, as well as provide high precision tests of theories of quantum gravity. Finally, CTA will search for signatures from elementary particles constituting dark matterwith the highest sensitivity yet. Realization of
the rich scientific potential of CTA is verymuch feasible, thanks to the positive experience gained from the current IACTs.

VHE gamma rays from 100GeV to 10TeV canbe observed with ground-based IACTs. The
history of VHE gamma ray astronomy begun
with the discovery of VHE gamma rays fromthe Crab Nebula by the Whipple Observatory
in 1989. The current generation IACTs featuring new technologies, such as H.E.S.S., MAGIC,
and VERITAS, have discovered about 200 Galactic and extragalactic sources of various
types to date.

The CTA-Japan consortium is making a significant contribution to the construction of theLarge Size Telescopes (LSTs). In the end of
2016, the first LST will make the first light at
La Palma in Canaries. The LST covers thelow energy domain from 20GeV to 1000GeV
and is especially important for studies of highredshift AGNs and GRBs. The diameter andarea of the mirror is respectively 23m and
400m2 to achieve the lowest possible energy
threshold of 20GeV. All optical elements / detectors require high specifications, for example, high reflectivity, high collection efficiency,
high quantum efficiency and ultra fast digitization of signal and etc. For the first telescope
construction, CTA-Japan is producing highquantum efficiency photomultipliers, ultrafast
readout electronics, high precision segmented
mirrors and active mirror control system.

CTA is designed to achieve superior sensitivity
and performance, utilizing established technologies and experience gained from the current
IACTs. The project is presently in its preparatory phase, with international efforts from Japan, US and the EU. It will consist of several
10s of IACTs of three different sizes (Large
Size Telescopes, Mid Size Telescopes, andSmall Size Telescopes). With a factor of 10 increase in sensitivity (1m Crab ～ 10－14 erg s－1
cm－2), together with much broader energy
coverage from 20GeV up to 100TeV, CTA willbring forth further dramatic advances for VHE
gamma ray astronomy. The discovery of morethan 1000 Galactic and extragalactic sources isanticipated with CTA.
CTA will allow us to explore numerous, diverse topics in physics and astrophysics. The
century-old question of the origin of cosmic
rays is expected to be finally settled throughdetailed observations of supernova remnants
and other Galactic objects along with the diffuse Galactic gamma ray emission, which will
also shed light on the physics of the interstellar medium. Observing pulsars and associatedOn the strength of their experience gained
from construction of the MAGIC telescope, theMax-Planck-Institute for Physics in Munich is
responsible for the construction of the 23m diameter telescope structure, based on a carbon
fiber tube space frame. The LSTs requirevery fast rotation (180 degrees/20seconds) for
promptly observing GRBs.
The Cherenkov Cosmic Gamma Ray groupalso makes significant scientific achievements
in High Energy Gamma Ray Astronomy withMAGIC on La Palma, Canary Islands, and Fermi gamma ray satellite. The first LST will be
constructed at Observatorio del Roque de Los
Muchachos, La Palma in Canary Islands, atthe same location of the MAGIC telescopes.

15

高エネルギー宇宙線研究部門

TAグループ

Telescope Array Group
研究目的と装置

上の宇宙線を観測しました。
TALE望遠鏡ま宙線の発生源天体が同定されれば、あるいはたはTA地表検出器によって取得された●宇宙線は、
宇宙から地球に降り注ぐ高エネ

到来方向の非等方性が確認されれば、偏向の10 電子ボルト（4000億電子ボルト）
以上の

ルギーの放射線で、主に陽子や原子核などの大きさを測定することによって、伝搬の過程

宇宙線のエネルギースペクトル（スペクトル

電荷を持った粒子です。
宇宙線は宇宙のあらで宇宙線が受けた磁場の強さを確認するこという用語の解説はチベットグループの

ゆる方向から等しく地球に降り注いでいまとができます。
銀河系内外の広大な宇宙空間

ページを参照）を測定しました（図3）。
1019.74す。
また、宇宙線はエネルギーが10倍になるの磁場の分布等については未だ良く分かっ電子ボルトに折れ曲がりが観測され、過去にと、それ以上のエネルギーを持つ宇宙線の到ていないため、
貴重な情報が得られることに

AGASAが観測した極高エネルギー宇宙線

来数が100分の1になるという割合で急速になります。

の超過数は再確認されませんでした。
また、減少します。
特に興味深い最高エネルギー領
20域（10 電子ボルト、
1垓電子ボルト、
10000京電子ボルト）
では、100平方キロメートルの地

16

ことが予想されています。
極高エネルギー宇

15.6

1018.70電子ボルトに折れ曲がりが見られ、
電

研究の現況

Fig.1 The 507 TA counters are indicated by black boxes and TALE counters
are indicated by black circles. Three TA
telescope stations are marked by redboxes and one TALE telescope station ismarked by a red circle. The communication towers are indicated in green and
the Central Laser Facility is marked by ablue triangle.

子陽電子対生成から期待される折れ曲がりと矛盾がありません。
さらに、TALE望遠鏡

表に1年に1例程度しか観測されない極めて●平成20年春、TA装置による観測が始まりで、
1016.3電子ボルトと1017.3電子ボルト付近

稀な現象になります。

ました。
TAは約700平方キロメートルの地にも折れ曲がりが見られました。

●宇宙から地球に到来した極高エネルギー

表をカバーする地表粒子検出器アレイと3カ●粒子種について：1つの望遠鏡と地表検出の宇宙線は、
大気中の原子核と衝突して多数所の大気蛍光望遠鏡ステーションからなり

器アレイを使ったハイブリッド観測で、空気の二次粒子を生み、それがさらに衝突を繰り（図1）、
米国ユタ州の砂漠地帯（北緯39度、西

返して、最後には1,000億個もの低エネル

経113度、
標高は約1400メートル）で、
日米韓シャワーの最大発達深さXmaxのエネルギー

ギー粒子となって地上に降り注ぎます（これ

露とベルギーの5カ国の研究者130人が共同

ト（160京電子ボルト）
以上の宇宙線の粒子種

を空気シャワーと呼びます）。
Telescope

で観測を行っています。

は軽い組成（主に陽子）と矛盾がありません。

Array
（TA）
実験では、
このような空気シャ●地表検出器アレイとしては507台のシンチ●異方性について：平成26年5月までの6年

ワーを捕らえて、
エネルギーと到来方向を測レーター（宇宙線が通過すると発光する物質

間に地表検出器で観測した1019.76電子ボルト

定し、元の宇宙線が宇宙の何処でどのようにを用いて作られた検出器）
を、
1.2キロメート

以上の最高エネルギー宇宙線87事象の到来

発生し、宇宙空間をどのように伝搬して地球

ル間隔で格子状に並べました。
観測データは方向の有意度マップを赤道座標で図5に表示に至ったのかを探っています。

無線LANネットワークを使って取得していしました。
世界で初めて高い有意度で異方性●TAが観測対象としている宇宙線のエネます。
シャワー粒子の正確な到来時刻は、
全（過剰に宇宙線が到来する天球上の領域

ルギーは、
地球上の人工粒子加速器が生み出

地球測位システム
（GPS）
で測定し、
装置の運

［ホットスポット］）の兆候をとらえました。

すビームの最大エネルギーの1千万倍に相当

転に必要な電力は太陽電池で供給していま

また宇宙の大規模構造との相関、近傍のAGNします。
最高エネルギーの宇宙線は、銀河系す。
大規模な観測装置ですが、自然環境に負の位置との相関のヒントも見られました。

外の遠い宇宙で発生したガンマ線バースト

荷を掛けない自立型検出器となっています●将来計画について：地表検出器を500台追などの天体爆発、あるいは回転する巨大なブ

（図2左）
。

加して、
2.1キロメートル間隔で設置し、TA

ラックホールを持つ活動銀河核
（AGN）
から

●地表検出器アレイの外縁には、大口径の広の地表検出器アレイが占める面積を4倍（約吹き出すジェット等から生じると考えられ視野望遠鏡を3カ所に設置し、空気シャワー

3000平 方 キ ロ メ ー ト ル）に 拡 張 し ま す

依存性を測定しました（図4）。
1018.2電子ボルていますが、発生源は未だに特定されていま中の粒子が引き起こすわずかなシンチレー（TA×4）。
これにより、
データの取得を加速せん。

ション光を撮像しています
（図2右）
。
地表で

して、
ホットスポットの兆候を確実に確認し●極高エネルギー宇宙線が伝搬してくる宇の粒子の測定に、
望遠鏡による大気中での空精査観測をして、高統計で詳細に最高エネル

宙空間には、
ビッグバンの名残である宇宙背気シャワーの発達の観測が加わるので、測定

ギー宇宙線の起源を探り、近傍の超銀河宇宙景放射が満ちており、陽子宇宙線のエネルの精度や信頼度が格段に高まります。
さらに、 との関わりを研究する予定です。
この建設がギーが1垓電子ボルト程度になると、宇宙背シャワーを発生した元の宇宙線の粒子種（陽今年度から始まります。また、TAサイトに景放射との衝突が急激に増え、衝突で発生す子や原子核、
ガンマ線やニュートリノなど）

おいて電波による宇宙線観測の試験や新しるパイ中間子に20%近いエネルギーを持ちの区別も可能となります。

い検出器のR＆Dも行われています。
さらに、去られます。
このために、宇宙線の到来数は●また、
TAの北側のサイトに望遠鏡を追加

最高エネルギー宇宙線を国際宇宙ステー

１垓電子ボルトを超えると急速に減少する

し、10 電子ボルトから10 電子ボルト以下ションから観測するJEM-EUSO計画の試作ことが、理論的に予想されています。
これをの低エネルギーへの性能拡張（TA Low-en-

機の試験をTAの望遠鏡サイトで行ってい提唱者3人の頭文字を取ってGZK効果と呼ergy Extension: TALE）
によって銀河宇宙ます。
また、これまでTALE実験に必要な約びます。
このGZK効果を観測して、特殊相対線から銀河系外宇宙線に移り変わる物理現

100台の地表検出器のうち、部分的に設置し、性理論を極高エネルギーで確かめることも象を突きとめる研究も始まっています。

稼働しています。
残りのTALE地表検出器のTAの重要な研究課題の1つです。

●エネルギースペクトルについて：平成26

建設も今年度から始まります。

●最高エネルギー宇宙線は、
銀河系の持つ磁

年5月までの6年間に、地表アレイでは2560

場でごくわずか、
数度のレベルで曲げられる

例の1019電子ボルト（1000京電子ボルト）以15.6

図1 TAの装置を四角形で示し、その北西部にあるTALEを丸で示す。黒は地表検出器を、赤は大気蛍光望遠鏡を示す。緑は通信塔を、青い三角
形は中央レーザ装置を示す。

18

図2 （左図）砂漠に基盤目状に設置したTAの地表検出器。後方に更に４台が見える。
（右図）
TA大気蛍光望遠鏡。光電子増倍管によるカメラを用いて空気シャワーからの紫外発光を光
速・高感度で撮影する。
Fig.2 (Left) One of the TA ground array detectors deployed in the field. Four
more are seen behind. (Right) TA air fluorescence telescopes.
図3 TAの地表検出器（●）とTALEの大気蛍光望遠鏡（●□）で測定した超高エネルギー宇宙線のエネルギースペク
ト ル お よ びHiRes-I（▲）
、
HiRes-II（▼）のエネルギースペクトル。
Fig.3 The energy spectra of
UHECR measured by TA surface
detector (●) and TALE fluorescence detector (●□) together
with those measured by HiRes-I(▲) and HiRes-II (▼).
図４ TAで測定した超高エネルギー宇
宙線の平均Xmaxとエネルギーの関係（●）
。
青線が陽子モデルで、
赤線が鉄モ
デル。
Fig.4 The average Xmax vs. energy of TA cosmic ray events (●).
The blue and red lines denote proton and iron models, respectively.

The Telescope Array

The Telescope Array (TA) was built to study the nature and origin of Ultra-high Energy Cosmic Rays
(UHECRs) in Utah, USA. It is composed of a groundarray of 507 scintillation counters and 3 batteries of
air fluorescence telescopes overlooking the arrayfrom the periphery. The accuracy of measurements
is greatly improved by observing the same event by
the telescope and the ground array at the same time.
The sensitivity of TA is an order of magnitude larger than that of AGASA, a predecessor of TA, which
had been operated until 2004 in the Akeno observatory in Yamanashi, Japan. The large sensitivity andthe precision of TA help to improve the associationof high energy cosmic rays with the potential astronomical sources in the sky. The TA has been operated by the international collaboration of Japan, USA,
Korea, Russia and Belgium. Observations by TA began in the spring of 2008. The TALE is the TA
Low-energy Extension down to 1015.6 eV, which aims
at studying the transition of galactic cosmic rays to
extragalactic cosmic rays. In the northern TA site,
the full TALE telescopes started and the TALE surface detector array was partially started.
By May 2014, 2560 cosmic ray events above 1019 electron volts (eV) have been collected by the TA air
shower array. The TA energy spectrum is consistent with highest-energy suppression predicted byGreisen, Zatsepin and Kuzmin (GZK) as shown in
Fig.3. TA confirmed a break at 1018.74 eV (ankle), andthere are breaks at around 1016.3 eV and 1017.3 eV in
the TALE spectrum. The composition by TA is consistent with a light, largely proton composition asshown in Xmax vs energy plot (Fig.4). Using 87 cosmic-ray events with energy E > 1019.76 eV, TA observed a cluster of events (hotspot) with a statisticalsignificance of 5.55σ, centered at right ascension of
148.4° and declination of 44.5° (Fig.5). The probabilityof such a hotspot appearing by chance in an isotropic
cosmic-ray sky was 3.2×10－5 (4.0σ).
The TA extension (TA×4), which quadruples theTA, aims at confirming the above-mentioned hotspot
and studying energy spectrum, composition and other anisotropies of arrival directions for UHECRs in
highest-energy region precisely. Its construction will
start in 2015.

図５ TAで観測した1019.76電子ボルト以上の宇宙線の到来方向を半径20°の円でサンプリングした
場合の統計的な有意度をプロットした天球マップ（赤道座標表示）。赤経148.4°、赤緯44.5°を中心としたホットスポットが見られ、その最大有意度は5.55σである。一様到来方向分布の場合に、この最大有意度を偶然超える確率は3.2×10－５（4.0σ）
である。
Fig.5 Hammer projection of the statistical significance of TA cosmic ray events with E> 1019.76 eV with 20°-radius circle sampling in the equatorial coordinates. The maximum excess appears as a hotspot centered at right ascension of 148.4° and declination of 44.5° with a statistical significance of 5.55σ. The chance probability of obtaining this maximum significance for isotropic distribution is 3.2×10－５ (4.0σ).

17高エネルギー宇宙線研究部門

チベットグループ

The Tibet AS-γ Collaboration

研究目的と装置●1912年にオーストリアの物理学者ヘスが、宇宙から飛来する放射線である宇宙線（原子核宇宙線）
を発見して約100年が経過しました。
しかし、
未だに高エネルギーの宇宙線が宇宙のどの天体から飛来しているのか、
そしてどのようにして人工の粒子加速器で生み出すことが出来るエネルギーを遙かに越えるエネルギーにまで加速されているのか解明されていません。
宇宙から地球に飛来する宇宙線を一次宇宙線（原子核やガンマ線が主）
と呼びま
す。
それらは、
大気の窒素や酸素の原子核と反応を起こし、二次宇宙線を生み出します。
それを構成する粒子はねずみ算的に増大し、直径数百メートルの大きさに広がる空気シャワー
（電子、
陽電子、
ガン
マ線、
ミューオン、
ニュートリノ等からなる）を形成します。
この空気シャワーを観測することにより、親の一次宇宙線の飛来方向やエネルギー、
原子核の種類やガンマ線との弁別を行うことができます。
●我々は、中国チベット自治区の羊八井高原（ヤンパーチン高原、
標高4,300メートル）に、中国と共同で空気シャワー観測装置を建設し、宇宙から飛来する高エネルギー（1TeV=1012電子ボルト=1兆電子ボルトから100PeV=1017電子ボルト=10京
電子ボルト、
太陽フレアからの宇宙線は1億電子ボルト程度のエネルギーなので比較すると非常に高いエネルギー）
宇宙線（原子核とガンマ線）の観測を行っています。
研究の目的は、①高エネルギーガンマ線を放射している天体の探索および宇宙線の加速起源の同定②超高エネルギー一次宇宙線の化学組成（どの原子核なのか）の解明③超高エネルギー一次宇宙線のエネルギースペク
トルを計測することによる宇宙線加速機構の解明④高エネルギー宇宙線による太陽惑星間に拡がる
磁場構造の研究⑤高エネルギー宇宙線の飛来方向に関する特異性
（異方性）
の研究
等です
（注：飛来量が、
どのエネルギー範囲にどのように分布しているのかを表すグラフを、
エネル
ギースペクトルと呼ぶ）。
●主装置として、
プラスチックシンチレーターと呼ばれる、荷電粒子が通過すると発光する素材を用いた空気シャワー観測装置を使用します。
具体的には、
面積0.5平方メートルのプラスチックシン
チレーターを、7.5メートル間隔でほぼ碁盤目状に並べ、37,000平方メートルの領域に飛来する空気
シャワーを観測します。
荷電粒子による発光は、
光センサーである光電子増倍管で検出後に電気信号に変換され、
その発光時刻と発光量（電荷）をデータとして収集します。
検出出来る空気シャワーのエネルギーの下限値は約3兆電子ボルトで、これだけ低いエネルギーの空気シャワーを検出出来るのは世界で唯一本装置のみです（図1）。
●空気シャワー観測装置の中心部には、面積が80平方メートルの、鉛とプラスチックシンチレー
ター製バースト検出器とが設置されています。
この装置を空気シャワー装置と連動させることにより、「Knee（ニー）エネルギー領域」と呼ばれる1000兆～1京電子ボルトの領域の一次宇宙線中の陽子及びヘリウム成分が観測出来ます。
この領域の宇宙線には、未だ多くの謎が残っており、
本装置による解明が期待されています。

18

図1

チベット空気シャワー観測装置（標高4,300m、
羊八井宇宙線観測所、
チベット、
中国）

Fig.1

Tibet air shower array, located 4,300m above sea level, Yangbajing, Tibet, China.

図3

Kneeエネルギー領域以上の宇宙線全粒子エネルギースペクトルFig.3 All-particle energy spectrum of primary cosmic rays above “Knee” energy region.

研究の現状●カニ星雲からの数兆電子ボルト（数TeV）ガ
ンマ線の検出
本空気シャワー観測装置で、カニ星雲からTeV
領域のガンマ線を検出しました
（図2）
。
空気シャ
ワー観測装置による高エネルギーガンマ線の検出は世界で初めてです。
また、
平成9年春から活発にフレアを起こした活動銀河核Markarian501、
および平成12～13年に活発なフレアを起こした
Markarian421からも1兆電子ボルト（TeV）
以上のガンマ線を検出しました。
空気シャワー観測装
置は、
天候等の気象条件に左右されずに大きな視野で天空を常時監視出来るため、高エネルギーガ
ンマ線を放射する活動天体を観測するのに大変適しています。
●Kneeエネルギー領域（1000兆電子ボル
ト～1京電子ボルト）の一次宇宙線のエネル
ギースペクトルの観測
空気シャワー観測装置により、
Kneeエネル
ギー領域の一次宇宙線のエネルギースペクトルを大変良い精度で観測しました（図3）。
Kneeエネル
ギー領域は、
超新星爆発の衝撃波による粒子加速の限界や、銀河からの宇宙線の漏れ出し問題を解く重要な鍵を握っている領域です。
通常、宇宙線は銀河内の磁場に捕捉されており、他の銀河へは流出しません。
ところが、非常に高エネルギーの宇宙線になると銀河磁場を振り切って流出してしまいます。
これを銀河からの宇宙線の漏れ出しと呼びます。
一方空気シャワー観測装置とその中心に置かれたバースト検出器と呼ばれる装置との連動実
験からは、宇宙線を構成する原子核成分の内、陽子やヘリウムに関するエネルギースペクトルが得られていますが、図4からはエネルギーが高くなる
に従って、宇宙線を構成する原子核成分に重原子核成分が大きく含まれるようになっていることが見て取れます。
●太陽活動と銀河宇宙線による「太陽の影」
の変動
太陽活動
（黒点数）
は11年周期（サイクル）
で変化することが知られています。
1755年から始まる活動の山を太陽サイクル1として、2008年から太陽サイクル24に入りました。
チベットの空気シャ
ワー観測装置は精巧に作られているため、銀河宇宙線による太陽と月（いずれも視直径約0.5°）の影を鮮明に捉えることが出来ます。
銀河宇宙線中の太陽の影は、
太陽活動によって変化する太陽惑星
間の磁場の影響を受けて、その深さや位置が変化します。
図5はこの装置で観測された「太陽の影」の深さの年変化です。
宇宙線中の太陽の影の観測を1996年から2009年に掛けて行い、
太陽サイクル

図4

Kneeエネルギー領域一次宇宙線中でヘリウ

図5 上図は太陽黒点数の年変化、下図は観測された宇宙線中の太陽の影の深さに関Fig.4 Energy dependence of fraction of
nuclei heavier than helium in primary cosmicrays around “Knee” energy region.

Fig.5 Lower panel: yearly variation of sun spot numbers. Upper panel:Comparison of Sunsshadow depth in cosmic rays between MC simulation and the observed data

ムより思い原子核成分の割合のエネルギー依存性

するデータとシュミレーションの比較

Tibet AS γ
Tibetairarray(Tibet-III)islocatedatYangbajing(4,300ma.s.l),TibetinChina.

図2 かに星雲からのTeV領域ガンマ線エネルギースペクトル
Fig.2 Energy spectrum of TeV gamma rays from the
Crab Nebula.

23をほぼカバーしたことになります。
これは、
太
陽活動を考慮したシミュレーションと良く合っていることがわかります。
現在このような観測が出来るのは、世界でも唯一本装置のみです。
この実験
により、
今まで観測方法が無かった太陽惑星間の磁場構造についても貴重なデータが得られるものと期待されています。
●銀河宇宙線の異方性
ほぼ等方的な飛来量分布に従う高エネルギー銀河宇宙線の異方性をチベット実験は世界最高の統計精度で観測できます。
図6に示すように、太陽を中心とする地球の公転運動に起因する正弦波型の微小な（1万分の1程度）
異方性が期待され、それが太陽時（1日を24時間とした）を基準とした宇宙線
飛来量の日変化として期待通りに観測することに成功しました。
さらに、
数兆電子ボルト（数TeV）
から数百兆電子ボルト（数百TeV）のエネルギーを持つ宇宙線の飛来量の恒星時（恒星は同じ方角に見える時刻が1日当たり約4分ずつ早くなるため
1恒星日≒23時間56分を基準とした）
日変化の異方性を高精度で2次元的に測定しました。
（図7参
照）
。
良く知られた0.2%程度の恒星時異方性（TailinやLossCone）の他に、
シグナス領域（白鳥座方
向）に新しい銀河宇宙線異方性を発見しました。
また、
銀河回転運動に起因する見かけの恒星時異方性（約1%）が観測されなかったことにより、
銀河宇宙線が局所的な銀河磁場と共回転していることが示されました。
さらに、シグナス領域に数個のホッ
トスポットがあることが判明し、新しいガンマ線
放射天体の可能性が示唆されます。
（図8d）
、
e）
参
照）
。
そしてそれらは米国のミラグロ実験によって確認され、我々の観測の正しさが検証されました。

図6 太陽時宇宙線異方性（コンプトン-ゲッティン
グ効果）
の微分値
（6-40 TeVの一次宇宙線データ）
Fig.6 Differential variation of primary cosmic ray anisotropy at solar time frame(Compton-Getting effect) between 6-40
TeV.

Our research subjects are: Search for high-energy gamma-ray (a few TeV) celestial point sources;
Themeasurementoftheenergyspectrumandthecompositionofveryhigh-energyprimarycosmic
rays;Thestudyof3-dimensionalglobalstructureinthesolarandinterplanetarymagneticfieldsbymeansofhigh-energygalacticcosmicrays;Themeasurementofhigh-energygalacticcosmic-rayanisotropies.
Tibet-III,37,000minarea,consistsof789scintillationcountersthatareplacedatalatticewith7.5m
spacing.Eachcounterhasaplateforaplasticscintillator,0.5minareaand3cminthickness,and
equippedwitha2-inch-in-diameterphotomultipliertube.ThedetectionthresholdenergyisapproximatelyafewTeV.Theangularresolutionoftheair-showerarrayisestimatedbytheMoon’sshadow
incosmicraystobelessthan1degree,whichistheworldbestperformance.AtthecenterofTibet-III,setupare80mburstdetectorscomposedofleadplatesandplasticscintillationdetectors.We
observetheenergyspectraofprotonandheliumcomponentsinprimarycosmicraysinthe“knee”
(1015–1016eV)energyregionbythehybridexperimentwiththeburstdetectorsandTibet-III.
We successfully observed TeV gamma-ray signals from the Crab Nebula for the first time in theworld as an air-shower array. TeV gamma-ray signals from active galactic nuclei, Markarians 501and421,werealsoobserved.

図7 恒星時宇宙線異方性
上から４、
6.2、
12、
50、
300TeVFig.7 Cosmic ray anisotropy at siderealtime frame for 4, 6.2, 12, 50, 300TeV fromabove.

図8 シグナス領域（Ⅲ）のガンマ線点源探索ｅ）の赤いホットスポットに注目
Fig.8 Search for gamma-ray point sourcesin the Cygnus region (III). Watch out the hot
red spots in e), please.

Wemadeaprecisemeasurementoftheenergyspectrumofprimarycosmicraysinthe“knee”(1015–
1016eV)region.Thechemicalcompositioninthe“knee”regionisacrucialkeytoclarifythemechanismofhowcosmicraysaregenerated,acceleratedandpropagatedtoEarth.Thehybridexperiment
withtheburstdetectorsandTibet-IIIdemonstratesthatthefractionofnucleiheavierthanhelium
increasesinprimarycosmicraysasenergiesgoupandthatthe“knee”iscomposedofnucleiheavier
thanhelium,supportingtheshock-waveaccelerationscenarioinsupernovaremnants.
Becauseachargedparticleisbentbyamagneticfield,theapparentpositionoftheSun’sshadowin
thegalacticcosmicraysshiftsfromitsexpectedlocationduetothesolarandinterplanetarymagneticfields.ItisexpectedthatTibet-IIIwillexclusivelyprovideimportantdatatostudytheglobalstructure of the solar and interplanetary magnetic fields correlated with 11-year-period solar activities.
Coveringmostlythesolarcycle23(ourdatafrom1996to2009),weshowthatyearlychangeintheSun’sshadowdepthincosmicraysiswellexplainedbyasimulationmodeltakingintoaccountthesolaractivities.
Tibet-III measures high-energy galactic cosmic-ray anisotropies with the highest statistics in theworld.Weclearlyobservedatiny(ontheorderof1in10thousand)anisotropyapparentlycausedbytheterrestrialorbitalmotionaroundtheSunatthesolartimeframe.Wealsomadeprecise2-dimensionalmapsofhigh-energy(afewTeVtoafewhundredTeV)galacticcosmic-rayanisotropiesatsiderealtimeframe.Besidestheestablished“Tail-in”and“Loss-cone”anisotropies,wediscoveredanew
anisotropyintheCygnusregion.Thecorotationofcosmicrayswithourgalaxywasshownaswell,asweobservednobig(1%level)apparentanisotropyduetogalacticrotationwhichwouldhave
beenobservedotherwise.Ontheotherhand,wefoundsomehotspotsintheCygnusregion,suggestingthattheybecelestialsourcesemittingTeVgammarays.Theywererecentlyconfirmedbythe
MilagroexperimentinU.S.A.

19

高エネルギー宇宙線研究部門「高エネルギー天体」
グループ

High Energy Astrophysics Group

研究目的と現況
では、伝統的な衝撃波による粒子加速過●宇宙には光速に近い速さで飛び回って程だけではなく、乱流による比較的遅いいる粒子が存在し、そのエネルギーは加速過程を考え、活動銀河核ジェットや
100万～10億電子ボルト未満から1垓
（1
ガンマ線バーストなどに適用する研究を兆の1億倍）
電子ボルト超まで、十数桁以進めています。
また、こうした天体から放上に渡ります。
それらは宇宙線として地
宇宙線、
ニュートリノ球に飛来し直接観測されることもあれば、 出されるガンマ線、それらの放つエックス線、ガンマ線、 などの量を定量的に見積った上で観測と
比べたり
（図2）
、
重力波源と期待される中ニュートリノの観測により間接的に存在
性子星合体時の電磁波放射の計算を進めが知られることもあります。
こうした宇
たりしています。
このように、
我々の研究
宙線粒子は高エネルギー天体現象に伴い対象は宇宙線研究所で進められている観加速・生成されていると考えられていま
測プロジェクトと密接に関係しています。
すが、その詳細には未知の部分が沢山残っており、我々「高エネルギー天体グ
数値シミュレーションなどのループ」の研究ターゲットになっています。 ●我々は、理論的手段に加え、人工衛星などの観測データ（電磁場・電波観測、
プラズマ粒子・●宇宙線粒子の加速過程とは、背景の熱エックス線～ガンマ線観測など）の解析
的プラズマ・磁場のエネルギーが、少数のも活用しています。
近年、宇宙線を構成し高エネルギー粒子に選択的・集中的に引ている粒子成分のうちの電子のエネル
き渡される過程であり、その理解のためには、プラズマ物理学の基礎に基づいた
詳細な考察が必要となります。
反対に、粒
子加速過程の研究を通じて、プラズマ物
理学はその内容を豊富にしてきました。
宇宙線加速の基本過程と考えられている
衝撃波統計粒子加速機構の研究の発展はその例であり、
他の有名な例として、
磁気エネルギーの爆発的解放をもたらす磁力線再結合機構の研究の発展があります。
その両者において、
日本の研究者群が挙げてきた先進的な成果が、「高エネルギー
天体グループ」の活動の背景です。
●宇宙線の加速過程・放射過程の舞台となる高エネルギー天体現象として、
超新星爆発・パルサー磁気圏
（図1）
、マグネ
ター
（超強磁場中性子星）の巨大フレア、
銀河中心ブラックホールから噴き出すジェット、
星形成銀河、
正体不明のガンマ線バースト、
銀河団などを挙げることができます。近年のFermi衛星や地上チェ
レンコフ望遠鏡の活躍により、こうした天体からのガンマ線観測は、目覚ましい発展を遂げています。またIceCubeのような巨大設備の稼動が始まってニュート
リノの検出効率があがり、その起源天体を探るうえで十分な量のサンプルが取れる日が近づいています。
我々のグループ

20

ギースペクトルの振る舞いに異常が見つかり、その起源に注目が集まっています。
我々は国際宇宙ステーションにおける電子観測計画に参加してその起源の解明に寄与したいと考えています。
●我々は中性子星における高エネルギー現象を探る手がかりとして巨大電波パルス（GRP）に注目した研究も行ってきま
した
（図3）
。
一方、
最近注目を集めている
謎の高エネルギー天体現象に短時間電波
バースト
（FRB）
があります。
FRBは銀河系外起源と推定され、銀河系内からのGRPとは別種の現象ですが、観測手法的に多くの共通点があるばかりではなく、電波発生の物理機構解明にもFRB・GRPの比較研究が重要と考えられます。
我々
はFRBの謎を解明すべく、
電波天文研究者との共同研究を開始しています。

図2 ガンマ線バーストから放出される最高エネルギー宇宙線とニュートリノの見積りを示します。
宇宙線の一部を説明しつつ、
ニュートリノの観測的制限も避けられています。
Fig.2 Our model for cosmic-ray and neutrino flux from gamma-ray bursts(GRBs). GRBs can partially contribute to the sources of ultra high-energy
cosmic-rays, and our model prediction for neutrinos is consistent with theobservational upper limit.

図3 情報通信研究機構鹿島宇宙技術センター34ｍパラボラアンテナで観測されたかにパルサーからの巨大電波パルス（GRP）の観測例を示します。図の上段は信号強度の10ミリ秒間の時間変化を示し、左端・右端近くの部分はかに星雲のバックグラウンド
レベルを表します。図の中央付近では、バックグラウンドに対して70%ほどの信号強度増大が見られ、GRPの到着を示しています。図の下段はダイナミックスペクトル（横軸：時間、縦軸：周波数）で、星間空間プラズマ中を伝わる際、低い周波数ほど遅れて伝わるというGRPの周波数構造を示しています。
図1 高エネルギー粒子加速源として知られるかに星雲像（国立天文台提供）。1054年の超新星爆発の後に形成された回転中性子星（かにパルサー）が星雲の中心にあり、星雲全体にエネルギーを供給していることが知られています。
Fig.1 A Subaru image of the Crab nebula, which is known as an efficient particle accelerator. A rotating neutron star, the Crab pulsar, which was created after the supernova
explosion in 1054 A.D, is at the center of the nebula and known to provide energy
throughout the nebula.

Fig.3 An example of giant radio pulses (GRPs) from the Crab pulsar detected by the 34m antenna at Kashima Space Technology Center of Nict.
The top panel shows the intensity time variation for 10ms, where the leftmost and rightmost portions represent the background level determinedby the Crab nebula. Up to 70% intensity increases seen for 5ms from
16:49:39.325 UT correspond to the arrival of a GRP. A dynamic spectrum in the bottom panel shows the characteristic frequency structure of
GRPs caused by the group-delay effect of free electrons in the interstellar
space along the line of sight.

The high energy astrophysics group aims at making theoretical and observational studies of violent
astrophysical phenomena, in which energies ofbackground plasma/magnetic field are transported
into selected particles, namely, nonthermal cosmic
ray particles. The standard theory of cosmic ray
acceleration process invokes effective diffusive-shock-acceleration (DSA) mechanism working
around collisionless astrophysical shocks and their
turbulent environment. The magnetic reconnection(MRX) mechanism is another candidate for effective particle acceleration processes. Understandingof transport/selection processes involved in the
DSA and MRX mechanisms requires deep consideration based on microscopic plasma physics. Research tradition in Japan for studies of DSA and
MRX mechanisms provides the background for theactivity of our high energy astrophysics group.
Targets of our current study include supernova
explosions/pulsar magnetospheres (Fig. 1), giant
flares of magnetars, jets from active galactic nuclei,
star-burst galaxies, mysterious gamma ray bursts,
and galaxy clusters. We have studied not only themodels based on standard DSA theory, but also a
relatively slow acceleration model via plasma turbulences, which has been applied to the relativistic
jets from active galactic nuclei, or gamma-ray
bursts. We have also estimated emissions of gamma-rays, cosmic-rays, and neutrinos from high-energy astronomical objects, and compare our resultswith observational constraints (Fig. 2). Anotherstudy we have been conducting is electro-magnetic
wave emission as a counterpart of gravitational
wave emission from a binary neutron star merger.
Our research targets, thus, closely relate to the observational projects in ICRR.
To probe high-energy phenomena in neutron starmagnetospheres, we have been also investigating
giant radio pulses (GRPs, Fig. 3). GRPs have commonalities with recently-discovered enigmatic extragalactic phenomena, fast radio bursts (FRBs), notonly on the detection technology side but also on
the physical side of emission mechanisms. We havestarted collaboration with radio astronomers tosolve the FRB problem.

21

宇宙基礎物理学研究部門

重力波推進室Gravitational Wave Project Office (GWPO)
研究の目的

す。
特に振動は、
重力波以外の光路長を変えてしまう原因となるので、極限までの振動抑制が必要となります。
そのために、
日本の大型低温重力波望遠鏡計画では、この望遠鏡を地面振動の少ない神岡鉱山
地下200メートルの、L字型に直交する長さ3kmのトンネル二本の中に設置します。
さらに、装置の一部を低温化すること
で、装置の熱振動による揺らぎすら低減させる技術を投入します。
この今までの光学望遠鏡とは全く異なる新しい望遠鏡に、より親しみやすさを感じて頂けることを願い、全国からその愛称を公募し、数多くのご応募の中から、「KAGRA」と命名させて頂きました。

トールが行われる予定です。
レーザー干
渉計と関連する機器装置は重要構成部門
別に構成される各チームにより開発設計・製作が進んでおり、真空系はほぼ完成
しています。
また、低温鏡を収納する超高真空槽など大型低温機器も坑内で組立作業が終了しました。
さらに、本計画の特徴であり、先進的な挑戦でもある地下環境の利用と装置と低温化に関し、同様のテーマを共有するヨーロッパの次世代重力波望遠鏡計画母体（EGO）との間で2012年に開始した国際共同研究では重要な研究成果が上がっています。
さらに、
KAGRA計画における各重要構成部門の推進を加速させるために、
韓国などアジアの重力波研究グループとの共同研究も拡大しています。
●KAGRA計画では、
世界に先駆けて、地
球から約7億光年の範囲内で発生する重力波の世界初の直接検出を目指し、同様に重力波の初検出を目指すアメリカやヨーロッパの重力波望遠鏡計画
（LIGO
計画、
VIRGO計画、
GEO計画）と競う一方で、重力波の検出という人類共通の目
標の達成のために、各計画と技術的・観測的協力をより密に行うための覚書を締結
しています。

●アインシュタインの一般相対性理論によれば、質量の存在により物体の周囲の空間が歪んでおり、その空間の歪みこそが重力であると表現します。
物体が運動
すると、
周囲の空間を歪めながら移動するので、その歪みが振動となって遠方まで伝わります。
伝わる速さは光の速さと同じ速さと考えられています。
これが重
力波です。
超新星爆発やブラックホールの形成など、
強い重力場での一般相対性
理論の検証は、
唯一重力波によってのみ
可能です。
また、
可視光、
電磁波、
ニュート
リノと拡がってきた天体観測の手段に新たに重力波が加われば、今まで観測不能であった星や宇宙の情報が得られる可能研究の現況性が出てきます。
従って、重力波を検出することには非常に重要な意味があります。 ●KAGRA計画は2010年から文部科学
しかし、
重力波の直接検出は極めて難し
省の最先研究事業の一つとして建設が開く、その存在は間接的にしか確認されて始され、現在は大規模学術フロンティア
いません。
私達の研究の目標は、その重力促進事業として推進されています。
2012
波を最先端の技術を結集した大型低温重年に開始された空洞掘削は2014年3月末
力波望遠鏡により直接検出し、
重力波を
に完成し、
2014年度は、
電気工事・冷却水用いた天文学を開始することです。
等の配管工事・真空装置の設置土台工事●重力波が到達すると、二つの物体間の等、空洞内整備が行われました。
今年度は距離が変化することが分かっています。 いよいよレーザー干渉計の設置・インス
そこで、重力波によって変化する物体間の距離の変動を超精密に測定することで、重力波を検出します。
その距離の変化は、
地球と太陽の間の距離が水素原子一個分変わるくらい小さなものであることからも、それが如何に難しいことかが伺い知れることと思います。
測定には、
極めて精
度の高いレーザー光を“物差し”として利用する、
マイケルソン干渉計を用います。
元々1本の光を直交する2本の光に分け、それを鏡で折り返してまた1本に重ねるということをする装置です。
光路長
に応じて、
重なり方が変化し、それが光の干渉縞となって観測されます。
もし光路
長が重力波によって変化したとすると、その干渉縞が明滅し始めます。
このわず
かな明滅を利用して、重力波の存在を検出します。
望遠鏡の感度を高めるには、
干
渉計の光路を長くすることと、様々な振図1 KAGRAの完成予想図
動雑音を極限まで取り除くことが必要でFig.1 Schematic view of KAGRA planned underground at Kamioka.

22

Gravitational Wave Project Office (GWPO)

図2

KAGRAのデザイン感度曲線（赤線）とTAMA（緑線）、
100メートルプロトタイプ低温干渉計CLIO（青線）の低温感度。紫の破線で示す室温究極感度100Hz付近でわずかに上回ってい
るのは低温鏡による低減効果を現わしている。
なお、
橙色の線で示したプロットは、
現在最も感度が良いとされる米国の計画LIGO（基線長4kｍ）
で達成されている感度。
Fig.2 Achieved sensitivities by existing interferometers compared with the design sensitivity of KAGRA (red curve). The vertical axis represents square root ofstrain noise power density. The green curve is the sensitivity of TAMA (in 2008).
The blue one shows that of CLIO (taken in March, 2010). The dotted violet one
represents room temperature limit of CLIO. The orange one is that of LIGO at thetime of 5th science run. The target sensitivity of KAGRA will be achieved by aseismic attenuation system (SAS) that was developed by TAMA interferometer,
the cryogenic mirror system that was tested by CLIO, and a high power laser system, the power of which has been attained at a laboratory level.

図3
Fig.3

完成したKAGRA地下空洞。
Excavation of KAGRA tunnel completed.

図4 KAGRA低温鏡懸架系用クライオスタットの完成検査。
Fig.4

Inspection of cryostats for KAGRA cryogenic mirror system.

The gravitational wave group conducts R&D experimentsof the Large-scale Cryogenic Gravitational wave Telescope(nicknamed “KAGRA”) project for the detection of gravitational waves predicted by Einstein. Nobody has succeeded
in detecting a wave form in real time, so far. This type ofdetection has become one of the possible tests to prove Einstein’s theory of relativity. The gravitational wave telescope
will be used in the future as a tool for observing the dynamic behavior of compact stars, such as neutron stars andblack holes.
A gravitational wave should cause a relative change (strain)
between two displaced points in proportion to their distance. Even if we take a 3km baseline length, the effect is
so tiny that extensive R&D is needed to detect it. Based ontechnical achievements of a 300m TAMA interferometerand a 100m interferometer CLIO (Cryogenic Laser Interferometer Observatory), the KAGRA project started as one ofStrategic Fund for Strengthening Leading-edge Researchand Development of Ministry of Education, Culture, Sports,
Science and Technology-Japan in 2010.
By the end of the fiscal year of 2013, the tunnel housing
KAGRA interferometer has been completed and almost all
vacuum parts were manufactured and stored near the construction site in Kamioka. Four cryostats for main mirrors
were completed with successful cooling. The optical designof the interferometer was fixed for the initial operational
run in 2015. The collaboration research between the European Gravitational Observatory (EGO) and KAGRA has
been conducted to explore the further technical enhancement about a cryogenic interferometer and to share theprofound knowledge about the underground environment.
In addition to this, the collaboration with Korean gravitational research group is also ongoing to accelerate the
KAGRA subsection’s progress.
Figure 2 shows the achieved sensitivities compared withthe target one of KAGRA. KAGRA is designed to detect at
the quantum limit a strain on the order of h∼10－22 in termsof the metric perturbations at a frequency of around 140
Hz. This would enable to detect coalescing binary neutronstars of 1.4 solar mass to 250 Mpc at its optimum configuration, for which one expects a few events per year, on average. To satisfy this objective, KAGRA adopts a power-recycled Fabry-Perot Michelson interferometer withresonant-sideband extraction scheme, the main mirrors ofwhich are cooled down to cryogenic temperature, 20 K, for
reducing the thermal noise; they are located in a quiet underground site in Kamioka mine.
KAGRA project is competing and collaborating with foreign
GW detection projects, such as LIGO (USA), VIRGO (Italy-France), GEO (UK-Germany), for the first direct detectionof GWs in human history.

図5 中央実験エリアに設置された真空槽。
Fig.5

Vacuum chambers installed at the center area of KAGRA tunnel.

For detailed references, please see http://gwcenter.icrr.
u-tokyo.ac.jp/en/23

宇宙基礎物理学部門

観測的宇宙論グループ

Observational Cosmology Group
研究目的

Observational Cosmology

研究の現況●光赤外線観測などにより宇宙史の初期●すばる望遠鏡主焦点カメラSuprime-​

究機関が協力して製作し、2012年度にを明らかにすることを目指しています。

​Camおよびケック望遠鏡DEIMOS分光

ファーストライトを迎えました。
試験観

器を用いて赤方偏移7におけるLAEの大測期間を経て2014年に本格運用が始ま●ビッグバンから始まった138億年の宇規模観測を行いました。
この結果は2010

りました。
これまでの10倍の規模でLAE

宙史において最初の約10億年（宇宙背景年および2012年にAstrophysical​ Jour-を含む原始銀河の探査を行っています。

放射の時代である赤方偏移1100から6ま

nal誌の論文、
さらには多くの国際研究会

での間）は、
ほとんど観測できておらず、で発表され、
世界的に高い評価をうけま

宇宙史におけるミッシングピースとなっした。

We​ study​ the​ early​ universe​ by​ deep​ multi-wavelength​observations.​Armed​with​the​state-of-the​art​
telescopes​ such​ as​ Subaru,​ Hubble,​ Keck,​ and​
ALMA,​ we​ aim​ to​ push​ the​ today’s​ observational​
frontier​ towards​ the​ very​ high​ redshift​ universe​that​no​one​has​ever​seen​by​observations.​Our​goal​is​ understanding​ physical​ processes​ of​ galaxy​ formation​at​the​early​stage​and​the​relevant​event​of​cosmic​reionization.

ています。
この時代は宇宙の黎明期に当たり、原始ガスから星や銀河が初めて誕●この観測研究から、赤方偏移7におい

生するといった未解明の現象が数多く存て宇宙再電離の痕跡が見つかりましたが、在しています。
またこの頃には、宇宙を満

大半の水素ガスは既に電離されているとたす水素ガスが再電離されるという宇宙いう事が明らかになりました。
一方でこ史最後の大イベントが起こったと考えらの結果は新たな疑問を投げかけることにれていますが、その過程はもとより、原因なりました。赤方偏移7では原始銀河がについても明らかにされていません。
こ発する遠紫外線は、宇宙を電離するのにれらの問題は、
ビッグバン後約10億年の必要な量の1/3かそれ以下しかありませ宇宙を観測しない限り分からないのですん。このように赤方偏移7では遠紫外線

が、この時代の天体は非常に遠いため、
見の放出量が非常に少ないのにも関わらず、かけ上とても暗く、簡単に観ることがで宇宙を満たす水素の大半が電離されていきません。

るという問題が出てきました。
従来の研

図2 これまでの研究で明らかにされた宇宙再電離の歴史。赤方偏移（横軸）に対する中性水素比（縦軸）の進化。赤印がSuprime-Camの探査から付けられた制限。4つの曲線は異なる理論モデル。いつ、どのように宇宙再電離が進んできたかはまだほとんど分かっていません。
Fig.2 History of cosmic reionization, so far, understood. Red
symbols denote constraints from our Suprime-Cam survey. Fourlines represent different theoretical predictions. The epoch andprocess of cosmic reionization are unknown.

究の測定精度が低いのか、
宇宙初期の銀●私たちは、
すばる望遠鏡やハッブル宇

河の性質を正しく理解していないのか、

宙望遠鏡、
ケック望遠鏡さらにはALMA

観測できていない宇宙初期の銀河が多数といった世界最高感度を誇る大型望遠鏡あるためにこのような問題が出てきていを駆使して、
未だ人類が目にしたことのるのかもしれません。
さらに、
私たちの想

ない宇宙に挑戦しています。
すばる主焦像を超えた現象が宇宙史初期で起きてい点カメラ（Suprime-Cam）に取り付けた

た可能性もあります。
実際、
私たちは赤方狭帯域フィルターを用いて、宇宙史初期偏移7に直径5万光年にもなる予想以上に多数存在する原始銀河、その中でも特に大きな天体を発見しましたが、このよに検出しやすいLyα輝線を出す銀河

うな天体の再電離への寄与は分かってい（LAE）を探索しています。
見つけられたません。

これらの銀河をハッブル宇宙望遠鏡やケック望遠鏡などで詳しく調べることで●そこで、
Suprime-Camと比べて1桁程度

星や銀河の誕生の謎に迫っています。
さ探査能力が高いすばる望遠鏡の次世代超らに、LAEのLyα輝線が宇宙の中性水素

広視野カメラHyper​Suprime-Cam​（HSC）から受ける吸収の強度によって宇宙再電に私たちが独自に開発した狭帯域フィル

離の歴史を調べています。

ターを用いて、研究を発展させる計画を進めています。
HSCは現在、
東京大学、
国
立天文台、
プリンストン大学や台湾の研24

図1 ハワイ島マウナケア山頂に設置された国立
天文台の口径8.2mすばる望遠鏡（下）とそのトッ
プリング上に装着されたSuprime-Cam（上）。
Fig.1 Subaru telescope, NAOJ, with an
8.2m primary mirror at the summit of Mauna-Kea, Hawaii Island (bottom) and Suprime-Cam installed on the top ring.

図3

開発中のすばるHSC用狭帯域フィルター（Materion［旧Barr Associates］
社と協力）
。

Fig.3

We​ have​ recently​ completed​ our​ large​ survey​ for​Lyα​ emitting​ galaxies​ (LAEs)​ at​ z～7​ with​ Subaru​
Prime​Focus​Camera​(Suprime-Cam)​and​Keck​DEIMOS​spectrograph,​and​reported​the​results​of​the​survey​ widely​ in​ the​ world.​ Our​ results​ indicate​that​there​are​clear​signatures​of​increasing​neutral​hydrogen​ fraction​ towards​ z～7,​ but​ that​ the​ universe​ is​ still​ highly​ ionized​ at​ z～7.​ These​ results​
cast​a​riddle​for​the​physics​of​cosmic​reionization.​It​is​known​that​ionizing​photons​produced​by​stars​
and​galaxies​are​less​than​1/3​of​the​amount​of​ionizing​photons​necessary​for​ionized​universe​at​z～7.​The​ question​ is​ why​ the​ universe​ is​ ionized​ with​the​little​ionizing​photons.​It​would​be​possible​that​the​accuracy​of​our​neutral​hydrogen​fraction​measurement​ is​ not​ high​ enough,​ or​ that​ the​ previous​
studies​ miss​ a​ large​ population​ of​ galaxies​ in​ the​Suprime-Cam​observations.​In​fact,​we​have​discovered​a​giant​bright​Lyα​emitter,​and​the​total​ionizing​photons​produced​by​this​kind​of​object​are​unknown.
We​plan​to​address​these​issues​with​the​next​generation​ Subaru​ wide-field​ camera,​ Hyper​ Suprime-Cam​(HSC),​that​has​the​survey​speed​about​an​ order​ of​ magnitude​ faster​ than​ Suprime-Cam.​
HSC​ is​ developed​ by​ the​ University​ of​ Tokyo,​ National​Astronomical​Observatory​of​Japan,​Princeton​
University,​and​Taiwanese​institutes.​HSC​saw​first​
light​ in​ the​ fiscal​ year​ 2012,​ and​ the​ survey​ observations​have​been​started​since​2014.​Using​the​narrowband​ filters​ that​ our​ group​ develops,​ we​ conduct​ an​ order​ of​ magnitude​ larger​ survey​ for​galaxies​ at​ z～7​ with​ HSC​ than​ our​ previous​ surveys​with​Suprime-Cam.​

Subaru/HSC narrow band filter under development(collaboration with Barr Associates Inc.)25

宇宙基礎物理学研究部門

理論グループ
Theory Group
研究目的●理論グループでは、様々な角度から素粒子と宇宙に関する理論的研究を行っています。
●素粒子物理学の一つの目的は、我々の周りで起こっている現象を統一的に説明することにあります。
現在、我々の周りで起こっている現象は全て電磁気力、
弱い
力、
強い力、
そして重力という四つの基本的な相互作用の組み合わせに帰着できる
ことが分かっています。
素粒子の標準模型では、さらにそれらのうち電磁気力と弱い力を元々は一つの同じ力であったとして統一的に表現することに成功し、実
験的にも非常に高い精度でその正しさが確かめられています。
このような力の統一という観点から、素粒子物理学の次の大きなステップとして電磁気力、弱い力と強い力が元々一つの同じ力として統一される大統一理論の存在が期待されています。
実際、それぞれの力の強さを表す結合定数の精密測定の結果から、そのような大統一理論がいままでに実験的に到達したことのないような高いエネルギー領域において存在する可能性を強く示唆しています。
現在の段階では大統一理論は
単なる仮説に過ぎませんが、様々な興味深い観測可能な現象や粒子の性質、
例えば陽子の崩壊やクォークとレプトンの質
量の関係、
ニュートリノの質量構造を予言しており、
それらの実験による検証が待たれています。
理論グループでは、大統
一理論に関連した様々な模型の理論的性
質に関して、加速器実験や宇宙観測等を包括的に組み合わせることで研究を進めています。
●素粒子の世界を司る法則は、いくつかの対称性と呼ばれる概念が自然界に存在することと強く結びついていることが分かっています。
そのことから、現在素粒子論が抱えるいくつかの問題についても何らかの未知の対称性が解決の鍵となっているのではないかと期待されています。
例えば特に超対称性と呼ばれる新たな対称性が自然界に存在していた場合、素粒子の標準模型の大きな問題の一つと考えられているいわゆる階層性問題が解決さ
れます。
さらに、
超対称性を仮定すると、

26

大統一理論に不可欠な結合定数の統一がより精度良く実現することが分かっています。
このようなことから超対称性は現在の素粒子模型の背後にある新しい対称性の有力な候補と考えられており、超対称性を持つ素粒子模型・宇宙模型の研究
は理論グループの重要な研究テーマとなっています。
●素粒子の標準模型は、
これまで私達人
類が検証してきた素粒子の世界を非常に精密に記述していますが、一方で大統一理論や超対象標準模型といった標準模型の背後にある新しい物理法則の存在も強く期待されています。
それらの標準模型
を越える物理法則を研究する上で、今日宇宙初期と天体研究は欠かせないものとなっています。我々の宇宙は今から約140億年前にビッグバンの大爆発で誕生したと考えられています。
その誕生直後の宇宙は地球上では到底再現されないよ

うな高温高密度状態にあり、様々な素粒子が光速で飛び回っており、標準模型を超えた世界が実現されていました。
理論
グループでは、大統一理論や超対称性理論を宇宙論に応用することによって、誕
生間もない宇宙で起きる様々な素粒子現象を研究し、宇宙論の新たなパラダイムであるインフレーション宇宙をはじめ、宇宙における物質の起源や暗黒物質・暗黒エネルギーの正体に関する研究を行い、誕生から現在に至る宇宙の進化を素粒子物理の観点から統一的に理解することを目指しています。
●宇宙には我々の知っている物質では説明できない未知の暗黒エネルギーや暗黒物質の存在が宇宙観測によって明らかになって来ています。
理論グループでは暗黒物質等の正体を理論的側面、現象論的側面、宇宙論からの視点をとおして研究しています。

TheoryThe theory group is studying various theoretical aspects
in elementary particle physics and cosmology.
The aim of particle physics is to give a unified view on
the various interactions around us. To date, all the
known interactions around us are successfully reduced
into only four fundamental interactions; the electromagnetic interaction, the weak interaction, the strong interaction, and the gravitational interaction. The Standard
Model of particle physics further unifies the electromagnetic and the weak interactions and has passes stringent
experimental tests for more than two decades since thediscovery of the W and Z bosons.

With the success of the Standard Model as a unified theory, the next big leap in particle physics will be the theory which unifies the electroweak and the strong interactions, i.e. the grand unified theory. In fact, the precise
measurements of the strengths of the interactions
strongly suggest the grand unification at the very highenergy scale which we have not reached experimentally
yet. At present, the grand unification theories are mere
theoretical hypotheses, but the grand unified theories
predict a lot of interesting physics, such as the decay of
protons, the mass relations between quarks and leptons
and the structure of the neutrino masses. Theory groupis studying theoretical aspects of those phenomena related to the grand unified theory by combining the resultsof the observations at collider experiments and cosmological observations in a comprehensive manner.
It is conceivable the Nature has higher symmetries athigh energy scale, and existence and interaction of elementary particles may be subject to these symmetries.
Supersymmetry is one of the most promising symmetries in this respect. Supersymmetric models are one of
the most important subjects for Theory group.
The universe was created by a Big Bang fourteen billion
years ago. Immediately after its creation, the universe isconsidered to be extremely hot and dense, and various
elementary particles, even those difficult to produce bypresent-day accelerators, have been present at this early
epoch. The four forces were almost indiscernible andhigher symmetries should have emerged at that time.
Theory group is attempting to check the elementary
particle physics and/or cosmology by studying effects
from interactions of the elementary particles that havetaken place at the early universe.
The dark side of the universe is also an important subject of particle physics and cosmology. Recently, the existence of the dark side of the universe, i.e. dark energy
and dark matter, has been revealed by cosmological observations. Theory group is studying what are the candidates for those dark unknown material from theoretical,
phenomenological and cosmological point of view.

図1

超対称性標準理論で予言されるノン・トポロジカルソリトンであるQボールの３次元シミュレーション。

Fig.1 3D simulation of Q-balls which are non-topological solitons predicted in the minimal supersymmetric standard model.

図2 暗黒物質のスピン依存及び非依存な相互作用を通じた直接観測の際に必要となる相互作用断面積への上限。横軸は暗黒物質の質量を表す。図は加速器実験からの制限が直接観測の制限と相補的な制限を与えることを示している。
また相互作用の種類に依っては直接観測よりも厳しい制限を与え得ることが分かる。
Fig.2 Exclusion upper limits on the dark matter-nucleon interaction cross sections relevant for the direct detection experiments of dark matter via the spin-dependent and spin-independent interactions. The figure shows that the constraints from the collider experiments give complementary constraints and sometime outperform depending on the types of the interactions.

27

宇宙ニュートリノ観測情報融合センター
Research Center for Cosmic Neutrions●宇宙ニュートリノ観測情報融合センターは、大きな成果をあげている
ニュートリノとそれに関連する研究を進めることを目的として、平成11年に設立され今日に至っています。
本センターのメンバーは全員スーパーカ
ミオカンデ実験に参加してニュートリノ研究を進めるとともに、
スーパー
カミオカンデのニュートリノデータからニュートリノに関する知見を最大限にあげられるように、より一層理論と実験の交流をはかるなどして、ニュートリノ研究の新たな道を探っています。
また、
スーパーカミオカンデのニュートリノデータを最大限に生かすため、
大気ニュートリノのフラックスの研究なども行っています。更に、長基線ニュートリノ振動実験T2K
や、
次世代大型実験であるハイパーカミオカンデ計画にも参加し、ニュート
リノ研究を推進しています。
●平成26年度は、国内の関係の研究者の情報交換などをはかることを目的に「宇宙ニュートリノ研究会」を2015年2月21日に開催しました。参加者は33名でした。
今回の研究会のテーマは、「ニュートリノと非標準的枠組―ス
テライルニュートリノ、
非標準的相互作用―」として、既に近年の研究で相当理解が進んだ3世代のニュートリノ振動では説明できない現象があるかということをテーマにさまざまな研究が報告されました。また、平成21年
以来宇宙線研究所とカブリ数物連携宇宙研究機構（Kavli-IPMU）
で年に春と秋の2回一般講演会を開催ししていますが、春については本センターが宇宙線研究所広報室と共同で企画・実施をしています。
平成26年度は2014年
4月12日に開催され、2人の講師によって数学で迫る宇宙の姿や宇宙を満たす
衝撃波についての講演があり多くの市民の方々が講演に耳を傾けました。
●本センターは、平成16年度より、柏地下で行われている一次線共同利用研究の受け入れ窓口をつとめ、また計算機利用のみの共同利用研究や将来計画等に関連した研究会の受け入れ窓口となっています。
平成26年度はこれらについて合計8件の共同利用研究を受け入れました。
●宇宙ニュートリノセンターでは、本研究所計算委員会と共に、宇宙線研究所の共同利用計算機の運用をしています。平成25年度に更新が行われた
計算機システムは安定な運用が行われています。

図1
Fig.1

平成26年4月12日に柏市のアミュゼ柏で開催された一般講演会の様子。
A photo of the public lecture held in Kashiwa on April 12, 2014.

RCCN

The Research Center for Cosmic Neutrinos (RCCN)
was established in April, 1999. The main objective of
this center is to study neutrinos based on data fromvarious observations and experiments. In order to promote studies of neutrino physics, it is important to provide the occasion to discuss theoretical ideas and experimental results on neutrino physics. Therefore, oneof the most important practical jobs of this center is toorganize neutrino-related meetings. On February 21,
2015, we hosted one domestic neutrino workshop on“Neutrinos and its non-standard framework ― sterile
neutrinos and non-standard interactions ―”. 33 physicists participated in this meeting.
Members of this center have been involved in the Super-Kamiokande and T2K experiments, carrying out
researches in neutrino physics. Also we have been involved in the future project, Hyper-Kamiokande.
(Please see the relevant pages for the scientific results.)
Atmospheric neutrino data from Super-Kamiokande
give one of the most precise pieces of information on
neutrino oscillations. With increased data, it is more
important to have better predictions of the neutrino
flux. Therefore, in addition to data analysis of theabove experiments, we work on the calculation of theatmospheric neutrino flux.
It is important to share our scientific achievementswith the general public. For this reason, we hold public
lectures every year. Since JFY2009, ICRR and the Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the
Universe (Kavli-IPMU) have co-sponsored two public
lectures each year. The public lecture held in Spring is
co-organized by RCCN and the Public Relation Officeof ICRR. The Spring public lecture in FY2014 was heldon April 12, 2014. Two scientists lectured on the Universe seen by mathematics and the shock waves in
the Universe.
Since 2004, RCCN has been acting as a body to accept
inter-university programs related to activities in the
low-background underground facility and the computer facility in Kashiwa. We accepted 8 programs related
to these facilities. In addition, this center, together withthe computer committee of ICRR, is in charge of operating the central computer system in ICRR. In FY2014,
the computer system has been operated without any
serious problems.

神岡宇宙素粒子研究施設
Kamioka Observatory

Research at Kamioka Observatory

研究内容
神岡鉱山内に設置された世界最大の水チェレンコフ検出器スーパーカミオカン
デを用いて、ニュートリノや陽子崩壊に関する研究を行っています。平成10年には大気ニュートリノ振動を発見してニュートリノ質量の存在を明らかにしました。
平成13年にはカナダSNO実験と共に太陽ニュートリノ振動を発見、
平成14年には
茨城県つくば市にある高エネルギー加速器研究機構から打ち込まれた人工ニュートリノを用いてニュートリノ振動を確認しました。
また、
平成21年には、茨城県東海村にある大強度陽子加速器（J-PARC）で生成された人工ニュートリノをスー
パーカミオカンデに打ち込み、さらに精密にニュートリノ研究を行うT2K実験が開始され、
平成23年にミューニュートリノが電子ニュートリノへ変化した兆候を世界に先駆けてとらえました。
同じ坑内では、
液体キセノンを用いたダークマター探索実験（XMASS実験）も進められています。
また、共同利用研究として、カルシウム48を用いた二重ベータ崩壊探索実験
（CANDLES実験）、
方向に感度を持つ暗黒物質探索実験（NEWAGE実験）、
100メートルレーザー干渉計による重力波及び地球物理の研究もおこなわれています。
付近には専任スタッフや共同利用研究者のための研究棟、
宿泊施設等
があり、
24時間体制で研究を行っています。

所在地
住所：〒506-1205 岐阜県飛騨市神岡町東茂住456
電話：0578-85-2116
FA
X：0578-85-2121
地 理 的 位 置：北緯36度25分26秒、
東経137度19分11秒
海
抜：350m研 究 装 置：50,000トン水チェレンコフ装置「スーパーカミオカンデ」
装 置 設 置 場 所：池ノ山頂上（海抜1,368m、2,700m.w.e.）
直下1,000m
主 要 岩 石：片麻岩 比重=2.69g/cm3

交 通●富山駅→JR高山本線
（50分）
→猪谷駅
猪谷駅→バス（10分）→茂住バス停
茂住バス停→徒歩（1分）●富山駅→バス（70分）→茂住バス停
茂住バス停→徒歩（1分）●富山空港→バス（40分）→茂住バス停
茂住バス停→徒歩（1分）

Location研究棟（奥）と電子計算機棟（手前）
Back: Laboratory
Computer Center

Building,

Kamioka Observatory is located in Gifu prefecture, Japan. The observatory was established in 1995 to operate Super-Kamiokande, a
50,000-ton water Cherenkov detector located1000 m underground (2700m.w.e) in the Kamioka Mine.
Super-Kamiokande discovered evidence forneutrino oscillations using atmospheric neutrinos in 1998. By comparing solar neutrino measurements at Super-Kamiokande with the results from the SNO experiment in Canada,
neutrino oscillations were further establishedin 2001. In 2002 neutrino oscillations were confirmed using manmade neutrinos produced bya proton accelerator at KEK. The T2K experiment, which utilizes a new accelerator facilityin Tokai village (J-PARC) for precision neutrino studies, started in 2009 and observed theworld’s first indication of muon neutrinos oscillating into electron neutrinos in 2011.
In addition, a dark matter search experimentusing liquid xenon, the XMASS experiment, isbeing conducted at the observatory. Several
inter-university collaborative research projects, including a double beta decay experiment using calcium-48 (CANDLES), a direction-sensitive dark matter search experiment(NEWAGE), a 100 m long laser interferometer
gravitational wave experiment and geophysical measurements are underway as well.
Research offices, a computing facility and adormitory for researchers are located near theobservatory allowing easy access to the experimental facilities within the mine.

Front:

隣接する共同利用宿泊施設
Adjoining joint-use accommodation facilities

Address: 456 Higashi-Mozumi, Kamioka-cho,Hida-shi, Gifu Prefecture 506-1205 Japan
Tel: +81-578-85-2116
Fax: +81-578-85-2121
Geographic Location: 36°25′26″ N, 137°19′11″ E
Altitude: 350m
Equipment: 50,000-ton water Cherenkov detector “Super-Kamiokande”
Location of installed equipment: 1,000m beneath the summit of Mt. Ikeno (altitude:
1,368m, depth: 2,700m.w.e.)
Primary rock type: gneiss, Specific gravity:
2.69g/cm3

Access●Toyama Airport → Bus (40min.) →Mozumi Bus Stop → Walk (1min.)●Toyama Sta. → Bus (70min.) →Mozumi Bus Stop → Walk (1min.)

施設付近の高原川と池ノ山

PB
28

Takahara River and Mt. Ikeno in thevicinity of facilities

PB
29

乗鞍観測所

明野観測所

Norikura Observatory

Akeno Observatory
夏季の観測所
Norikura Observatory in summer

研究内容

Research Contents

乗鞍における宇宙線研究の始まりは昭和24年に大阪市立大学が畳平で行った実験です。
翌年には大阪市立大学、
名古屋大学、
神戸大学、
理化学研究所の4機関が朝日新聞学術奨励金を受けて岩井谷の現在の場所に通称「朝日の小屋」
を建設し、宇宙線の研究にさらに弾みをつけました。
昭和28年8月初めての全国の大学の共同利用のための研究機関として東京大学宇宙線観測所が正式に発足しました。
昭
和51年には今までの観測所は東京大学宇宙線研究所として生まれ変わり、乗鞍観測所はその付属施設となり現在に至っています。
超高エネルギー領域での素粒子・核反応に関する研究、
銀河系・太陽惑星空間における宇宙線変動と磁場や太陽活動に関連した研究、
太陽中性子に関連する研究、雷雲による宇宙線加速の研究等の最先端の宇宙線研究が行われてきました。
また最近では、人工汚染の少ない高山でのエアロゾルを採取して、その大気圏での輸送機構や大気汚染・雲発生などの影響を調べる実験、
温暖化・酸性雨などが高山の植生に及ぼす影響の調査など、地球環境に関する研究が盛んになっています。
宇宙天体からの超高エネルギーガンマ線を探索する予備実験や、宇宙線観測用望遠鏡の性能試験など、高い標高や暗い夜間を利用した試験観測も行われています。
近年の乗鞍観測所は、その特徴を生かして、色々な分野の研究者によって多目的に利用されています。

所在地
住所：〒506-2100
岐阜県高山市丹生川町乗鞍岳
電
話： 090-7721-5674 090-7408-6224
地 理 的 位 置：北緯36度6分、
東経137度33分
標
高：2,770m（平均気圧720hPa）
設
備：自家発電機 交流125KVA2基
鈴 蘭 連 絡 所：〒390-1513 長野県松本市安曇4306-6
TEL：0263-93-2211 FAX：0263-93-2213

交

自家発電機
Power generator

通●JR中央本線松本駅→松本電鉄
（30分）
→新島々駅

新島々駅→松本電鉄（2時間）→乗鞍岳山頂バスターミナル
乗鞍岳山頂バスターミナル→徒歩（25分）（バスの運行期間は7月～10月上旬）●JR高山本線高山駅→濃飛バス平湯経由（2時間）→乗鞍岳山頂バスターミナル
乗鞍岳山頂バスターミナル→徒歩（25分）（バスの運行期間は7月～10月上旬）

Cosmic ray research in Mt. Norikura started withan experiment conducted by Osaka City University
in Tatamidaira in 1949. In the next year, the four
institutions, Osaka City University, Nagoya University, Kobe University, and Institute of Physical andChemical Research, established a lodge for cosmic-ray experiments, called “Asahi Hut”, in Iwaitani
based on the Asahi Academic Grant. In August
1953, the Cosmic Ray Observatory of the University of Tokyo was formally established as the firstJapanese joint-use research institute for universities. In 1976, the observatory was reborn as the Institute for Cosmic Ray Research (ICRR), and the
Norikura observatory became one of facilities of
ICRR.
The observatory has been hosting cutting-edge
cosmic ray researches, including the study of particle and nuclear interactions in ultra-high energy regions, cosmic ray modulations by magnetic fields
and solar activities in the galaxy and the interplanetary space, observation of solar neutrons andstudy of cosmic-ray acceleration mechanism inthunderclouds. In addition, recent activities include
researches related to the Earth environments. For
examples, aerosols are observed in the unpolluted
high mountain to study their transport mechanisms
and their effect to air pollution and cloud generation, and the green-house effect and acid rain arestudied by surveying alpine vegetation. Moreover,
the observatory is used for prototype experiments
to search for very-high-energy gamma-rays fromthe sky, and performance tests of cosmic-ray telescopes, utilizing its high altitude and night-sky
darkness. Thus the Norikura observatory is working as a multi-purpose laboratory used by researchers in various fields with its unique features.

明野観測所では、1020電子ボルト（10000京電子ボルト）を超える極高エネルギー空気シャワーを観測し、
空気シャワーの発達や、宇宙における極高エネルギー宇宙線の発生起源を研究して来ました。主要装置のAGASAは、平成2年から平成16年まで世界最大の空気
シャワー観測装置として運用を行いました。
現在、その観測は米国ユタ州に建設した、より大規模な複合装置Telescope Array（TA）に引き継がれています。
観測所の諸設備は、TAの観測支援と関連する開発研究、
高エネルギー宇宙線観測のための新しい装置の試験、また重力波検出用低温装置の組立などに使われています。

所在地
住所：〒408-0201 山梨県北杜市明野町浅尾5259

電話・FAX：TEL：0551-25-2301 FAX：0551-25-2303
地理的位置：北緯35度47分、
東経138度30分
標

交

高：900m（平均気圧910hPa）

通●JR中央本線韮崎駅→タクシー（25分）

Location
Address: 5259 Asao, Akeno-machi,
Hokuto-shi, Yamanashi Prefecture408-0201 JapanT e l: +81-551-25-2301
Fax: +81-551-25-2303
Geographic Location: 35°47′N, 138°30′E
Altitude: 900m (average atmosphericpressure: 910hPa)●Nirasaki Sta. of JR Chuo Line →Taxi (25min.)Adress: Norikuradake, Nyukawa-cho,
Takayama-shi, Gifu Prefecture 506-2100 Japan
Tel: +81-90-7721-5674 +81-90-7408-6224
Geographic Location: 36°6′N, 137°33′E
Altitude: 2,770m(average atmospheric pressure: 720hPa)
Equipment: 2 power generators (AC 125kVA)
Suzuran Lodge: 4306-6 Azumi, Matsumoto-shi,
Nagano Prefecture 390-1513 Japan
Tel: +81-263-93-2211
Fax: +81-263-93-2213●Matsumoto Sta. of JR Chuo Line →Matsumoto Dentetsu (30min.) →Shinshimashima Sta. →Matsumoto Dentetsu Bus (2hrs) →Bus terminal at the summit of Mt.Norikura →Walk (25min.) (Bus service: Jul. to early Oct.)●Takayama Sta. of JR Takayama Line →Hohbi Bus via Hirayu (2hrs) →Bus terminal at the summit of Mt.Norikura →Walk (25min.) (Bus service: Jul. to early Oct.)At the Akeno Observatory, extremely
high-energy cosmic rays with energies
exceeding 1020 eV were observed by
the AGASA experiment. The AGASA
had been in operation as the world’s
largest air-shower array for 13 years
since 1990, but was terminated in January 2004, while handing over the observation to its larger scale hybrid successor Telescope Array (TA) in Utah,
USA. The observatory now supports
the operation of TA in Japan, researchand development related to the observation of high energy cosmic rays andthe use by university collaborators inassociated fields.

AccessLocation

Access30
PB

Research Contents

研究内容

韮崎駅
Sta.

観測所
（中央右下）とAGASAがあった領域
Area of Akeno Observatory (bottom
right) and AGASA

PB
31

チャカルタヤ宇宙物理観測所

Chacaltaya Observatory of Cosmic Physics

チャカルタヤ宇宙物理観測所は、
南

後者は既に終了しましたが、前者で米ボリビア国立サンアンドレス大学物

は空気シャワー観測装置を更新しなが理学研究所の附属施設で、ラパス市郊

ら観測を継続しています。
その研究目

外30kmのチャカルタ山（南緯16°21′、

的は、
1013eV以上のエネルギー領域に

西経68°08′、
標高5300m） 頂上付近における質量組成測定を主に行い、宇宙位置する世界最高高度の宇宙線観測所

線起源を解明することです。
その成果

として、
昭和37年以来、日本・ボリビア
共同空気シャワー実験と、
日本・ブラジル共同エマルションチェンバー実験が行われてきました。

Chacaltaya Observatory of Cosmic Physics has been jointly operated with Bolivia since 1962 at Mt. Chacaltaya, Bolivia,
as the world-highest cosmic-ray laboratory (16°21′S, 68°08′W, 5300m a.s.l.).

The air-shower experiment, BASJE (Bolivia Air Shower Joint Experiment), aims
として、
knee領域（～10 eV）
にかけて、
to investigate the origin of primary cos一次宇宙線核種成分が軽核から重核へ
mic rays around and above the knee reと移行していることを示しました。
現gion (～1015eV) by measuring the masscomposition, the energy spectrum and在 は、研 究 対 象 エ ネ ル ギ ー 領 域 を
the arrival direction distribution. As a
1016eV以上に設定し、銀河系内起源宇
result, the mass composition of primary
宙線のエネルギー上限の確定を目指し
cosmic rays becomes heavier with theています。
increasing energy up to the knee region.
Now to investigate the upper limit energy of the galactic origin cosmic rays, we
set the energy region of the interest to
be above 1016 eV.
15◆研究所について
■沿

革

■年

表

History

Timeline■組織・運営

Organization and Administration■各種委員会委員

Committee Members■教職員数・歴代代表者

Number of Staff and Past Representatives■経費・施設Research Budget & Facilities

冬のチャカルタヤ宇宙物理観測所■共同利用研究・教育

Chacaltaya Observatory in winter.

Inter-University Research and Education■国際交流

International Exchange■成果発表と受賞歴

Achievement Reports and Awards■柏キャンパス
Kashiwa Campus

チャカルタヤ宇宙物理観測所の検出器群
Detector complex of the observatory.

PB
32

PB
33

沿

革

History
東京大学宇宙線研究所は宇宙線の観測

陽ニュートリノ欠損を観測し、平成元年

究を更に推進していくことになりました。

と研究とを様々な角度から行っている研には乗鞍で太陽フレアーに伴う宇宙中性

平成22年7月には、宇宙線研究所の将究所です。前身は、昭和25年に朝日学術

子線の大幅な増大を観測しました。
平成

来計画の柱として研究開始が待たれてい奨励金によって建てられた乗鞍岳の朝日

2年に明野の広域シャワー観測装置が完た大型低温重力波望遠鏡
（後に
「かぐら」

小屋です。
これが昭和28年に東京大学宇成し、平成3年にスーパーカミオカンデと命名）
が文部科学省の最先端研究基盤

宙線観測所となりました。
この観測所はの建設が始まりました。平成4年には共事業の1つに選定され、建設がはじまり

南半球では我が国初の全国共同利用研究機関でした。 同実験のオーストラリアで、ました。
これを受けて、
平成23年4月には

昭和32年には IGY（国際地球観測年）

世界で初めて超高エネルギーガンマ線を重力波推進室を設置して建設を推進するの世界規模の観測に参加し、早くも国際観測しました。
同じ年に、研究所に新たにことになりました。

的活動が始まりました。
この年に空気シャ

重力波の観測グループが加わりました。

平成22年には、東海村のJ-APRCとスーワーの観測を始め、
昭和33年にはエマル

平成5年には、チベットでエアシャワー

パーカミオカンデ間のニュートリノ振動

ションチェンバーによる観測を始めましガンマ線実験装置の建設が始まりました。 実験T2Kがはじまり、平成23年6月にはた。
その後しばらくの間、
これらの観測装

平成6年には明野で、理論上あり得ない

ミューニュートリノが電子ニュートリノ

置による地道な観測が続けられました。

と思われていた最高エネルギーの大シャに振動する新たな振動モードが存在する

昭和47年になると、新たにミュートロ

ワーを観測し、神岡では、
大気ニュートリ

兆候を、
そして平成26年までには確かな

ン（電磁石スペクトロメータ）の建設が始

ノの異常を観測しました。平成7年には証拠を得ました。

まり、
実験設備が整って行きました。
昭和

神岡が第三の附属施設として新たに出発

平成24年3月には、オーストラリアの48年には、学術振興会の事業であった2し、神岡宇宙素粒子研究施設となりまし超高エネルギーガンマ線観測実験「カン

つの国際研究が研究所の事業として吸収た。平成8年にはスーパーカミオカンデ

ガルー」
を終了しました。
そして超高エネされました。
一つはインド・コラー金鉱のが完成して本格観測が始まり、
平成10年

ルギーガンマ線観測においては、
平成27

深地下実験で、もう一つはボリビヤ・チャには2年間の観測結果として、ニュート

年にCTA（Cherenkov Telescope Ar-

カルタヤ山の高山実験です。昭和50年にリノに質量があると発表しました。

ray）プロジェクトの大口径チェレンコ

はミュートロンが完成し、続いて明野観測所の建設も始まりました。

平成11年度から、
ニュートリノの質量

フ望遠鏡の1号機の設置をスペイン領カをさらに詳しく調べるために、
高エネル

ナリア諸島ラパルマで開始することになりました。

昭和51年に、東京大学宇宙線観測所は

ギー加速器研究機構からスーパーカミオ

東京大学宇宙線研究所となりました。
こ

カンデに向けて人工ニュートリノを発射

こには、
昭和31年から同じような研究をして調べる実験も始まりました。宇宙していた東京大学原子核研究所宇宙線部

ニュートリノの観測情報を融合して新たの3部門が吸収され、全部で 6部門1施設

なニュートリノ研究の道を開くための、の研究所として再出発しました。
昭和52

宇宙ニュートリノ観測情報融合センター

年には明野観測所が正式に第二の附属施も出発しました。
さらに、
オーストラリア

設となり、昭和54年には明野の1平方kmの超高エネルギーガンマ線観測を大幅に空気シャワー装置と富士山のエマルショ

充実させるための科学研究費COE拠点

ン・チェンバーができ、昭和56年にはエ研究も認められました。

マルション・チェンバーによる日中共同平成15年度から、最高エネルギーの宇研究が始まりました。
昭和58年には共同

宙線の起源を詳しく調べるために、
米国実験として神岡の陽子崩壊実験が始まり、 ユタ州でのTA実験が認められました。

34

一次宇宙線研究設備もできました。
昭和

本格的な建設は平成17年度と平成18年

60年代になると大きな実験結果が出始度に行われ、
平成19年度から観測が始まめ、
実験設備の拡充もさらに行われるよりました。

うになりました。昭和62年には神岡で、

平成16年4月1日には、
東京大学の法人

世界で初めて超新星からのニュートリノ

化を機に研究部を改変し、3研究部門かをとらえました。
同じ年に明野では、
100

らなる研究体制となりました。

平方km広域シャワー観測装置の建設が平成22年4月1日には、新たに共同利用・

はじまりました。
昭和63年には神岡で太共同研究拠点とし認定され、共同利用研

History

The Institute for Cosmic Ray Research (ICRR) conducts
observational studies of cosmic rays from various aspects. Its predecessor was an experimental hut called
Asahi Hut, on Mt. Norikura built on an Asahi Academic
Grant. In 1953, it developed into the Cosmic Ray Observatory of the University of Tokyo. This observatory was
the Japan’s first joint-use research facility.
In 1957, the observatory took a pioneering initiative tointernationalize, and participated in worldwide observation experiments of the International Geophysical Year
(IGY). In the same year, the observatory started the air
shower observation, and in the following year, it started
utilizing an emulsion chamber for cosmic ray observations. Since then, the observatory has operated observation experiments steadily with these instruments.
In 1972, the construction of Mutron (an electromagnetic
spectrometer) was commenced, improving the experimental facilities. In 1973, two international projects of
the Japan Society for the Promotion of Science—a deep
underground experiment at Kolar Gold Mine in India
and a high-altitude experiment on Mt. Chacaltaya in Bolivia—were incorporated into the activities of the observatory. In 1975, the construction of Mutron was completed. In the same year, the construction of Akeno
Observatory began.
In 1976, the Cosmic Ray Observatory was reorganized
to become the Institute for Cosmic Ray Research (ICRR).
ICRR absorbed the 3 sections of the Cosmic Ray Division of the Institute for Nuclear Study of the Universityof Tokyo, which had conducted similar research since1956, to become an institute comprising 6 divisions and 1
facility. In 1977, the Akeno Observatory was formallyrecognized as a second adjunct facility. In 1979, a square
kilometer scale air-shower detector array was installedat the Akeno Observatory, and an emulsion chamber on
Mt. Fuji. In 1981, Japan-China joint research was initiated using the emulsion chamber. In 1983, a proton decay
experiment was started as a joint use experiment in Kamioka, and the construction of facilities for studying primary cosmic rays was completed.
From 1985 on, ICRR started to produce increasingly significant experimental results, and further improved its
experimental equipment. In 1987, the Kamioka Observatory succeeded to detect neutrinos from a supernova for
the first time in the world. In the same year, the construction of a 100-square kilometer scale wide-area
air-shower detector was commenced at the Akeno Observatory. In 1988, the Kamioka Observatory observed a
deficit of solar neutrinos, and in 1989, the Norikura observatory observed a considerable increase in cosmic
neutrons in solar flares. In 1990, the construction of thewide-area air-shower detector at the Akeno Observatory was completed. In 1991, the construction of Super-Ka-

miokande started. In 1992, the joint use experiment inAustralia observed ultra-high-energy gamma rays forthe first time in the southern hemisphere. In the same
year, a gravitational wave group joined ICRR. In 1993,
the construction of the air-shower gamma-ray detector
started in Tibet. In 1994, the Akeno Observatory observed a significant shower with its energy beyond thetheoretical limit, and the Kamioka Observatory detected
an anomaly in atmospheric neutrinos. In 1995, the Kamioka Observatory became the third adjunct facility of
ICRR. In 1996, the construction Super-Kamiokande wascompleted, and the full-scale observation began. In 1998,
the Super-Kamiokande group reported, after two-year
observation, that neutrinos have masses.
In 1999, in order to further study the masses of neutrinos, ICRR started a long-baseline neutrino experiment inwhich the Super-Kamiokande detected the neutrinos artificially produced by an accelerator at the High Energy
Accelerator Research Organization. ICRR also established the Research Center for Cosmic Neutrinos in theaim of paving the way for new fields of neutrino research by integrating data and scientific ideas. Further,
ICRR was granted a Scientific Research Fund for a COE(Center of Excellence), which helped significantly improve the ultra-high-energy gamma-ray telescopes inAustralia. In 2003, ICRR was granted a Scientific Research Fund to construct the Telescope Array (TA) experiment to investigate the origin of extremely high-energy cosmic rays. After five years of construction, TA
started observation in 2008.
On April 1, 2004, the University of Tokyo became an independent administrative entity, and ICRR was reorganized to house 3 research divisions. On April 1, 2010,
ICRR renewed its inter-university research activities asa new “Inter-University Research Center”. In July 2010,
the Large Cryogenic Gravitational wave Telescope(LCGT) project (later named “KAGRA”) was approvedby the “Leading-edge Research Infrastructure Program”
of MEXT. The construction of LCGT began in the same
year. ICRR established the Gravitational Wave Project
Office in April 1, 2011 to promote the construction of
LCGT. In 2010, T2K, or Tokai to Kamioka Long Baseline
Neutrino Oscillation Experiment, started its operation,and in June 2011 observed the indication of a new typeof neutrino oscillation in which a muon neutrino transform into an electron neutrino. The data from T2K show
clear evidence for muon-neutrino to electron neutrino
oscillations by 2014. In March 2012, very high-energy
gamma-ray observatory in Australia, the CANGAROO
experiment, ended its operation. The gamma-ray studies
will be taken over by the CTA (Cherenkov Telescope
Array) project. The first Large Size Telescope (LST) of
CTA will be constructed in 2015-2016 at La Palma in Canary Islands.

35

年

表

Timeline
昭和 25 年
昭和 28 年
昭和 30 年
昭和 31 年
昭和 32 年
昭和 33 年
昭和 34 年
昭和 35 年

1950
1953
1955
1956
1957
1958
1959
1960

昭和 41 年
昭和 43 年
昭和 47 年

1966
1968
1972

昭和 48 年

1973

昭和 49 年
昭和 50 年

1974
1975

昭和 51 年

1976

昭和 52 年
昭和 53 年
昭和 54 年

1977
1978
1979

1950
1953
1955
1956
1957
1958
1959
1960
1966
1968
1972
1973
1974
1975
1976

1977
1978
1979

36

朝日学術奨励金によって乗鞍岳に朝日の小屋（木造15坪）建つ
東京大学宇宙線観測所となる（8月1日）
乗鞍観測所の本館および研究設備が完成する（8月29日開所式）
東京大学原子核研究所宇宙線部（空気シャワー部、エマルション部）が発足
乗鞍観測所がIGY（国際地球観測年）の観測に参加、空気シャワーの観測を開始する
乗鞍のエマルションチェンバーが観測を開始する
東京大学原子核研究所が空気シャワー観測を開始
東京大学原子核研究所エマルション部が大型気球を開発
学術振興会の海外特別事業（インド、
ブラジル、ボリビアの国際協力研究）が始まる
東京大学原子核研究所エマルション部の気球事業が宇宙航空研に移管される
東京大学原子核研究所エマルション部が富士山でエマルションチェンバーによる観測を開始
専任所長が着任する、ミュートロンの建設が始まる
東京大学原子核研究所宇宙線部に宇宙物質研究部が発足
超高エネルギー弱相互作用部門が新設される学術振興会の海外特別事業（インド、ブラジル、ボリビアの国際協力研究）が移管される専任事務長が着任する
ミュートロンが完成する
明野観測所の建設が始まる
超高エネルギー強相互作用部門が新設される国立学校設置法改正によって東京大学宇宙線研究所となる（5月25日）
超高エネルギー強相互作用部門が第一第二部門に分かれ、東京大学原子核研究所からミュー中間子測
定・中間子物理学実験・宇宙線学が移管し、6部門1観測所となる
明野観測所が附属施設となる（4月18日）
明野観測所が開所式を行う（10月6日）明野に1平方kmの空気シャワー装置が完成する
富士山エマルションチェンバー特別設備を建設する
京都にて第16回宇宙線国際会議を開催する（8月）Asahi Hut (wooden structure; about 50 sq. meters) was constructed on Mt. Norikura based on the Asahi Bounty for Science.
Asahi Hut was incorporated into the Cosmic Ray Observatory, the University of Tokyo (1 Aug.).
The main building and research facilities of the Norikura Observatory were constructed (the opening ceremony was held on Aug. 29).
-- The Cosmic Ray Division (composed of Air Shower Section and Emulsion Section) was inaugurated at the Institute for Nuclear
Study, the University of Tokyo.
The Norikura Observatory participated in IGY (International Geophysical Year) activities, and began air shower observation.
The emulsion chambers at Norikura Observatory started operation.
-- Air shower observation started at the Institute for Nuclear Study, the University of Tokyo.
-- The Emulsion Section of the Institute for Nuclear Study, the University of Tokyo, developed a large-size balloon.
-- International projects of the Japan Society for the Promotion of Science started (international collaboration with India, Brazil and Bolivia).
-- The balloon project of Emulsion group of Institute for Nuclear Study, the University of Tokyo, was transferred to the Instituteof Space and Aeronautical Science, the University of Tokyo.
-- The Emulsion Section of the Institute for Nuclear Study, the University of Tokyo, started observation on Mt. Fuji with emulsion chambers.
A full-time director was appointed.
The construction of MUTRON was commenced.
-- The cosmic material research section was established in the Cosmic Ray Division of the Institute for Nuclear Study.
The ultra-high energy weak-interaction division was newly established.
The international projects of the Japan Society for the Promotion of Science (with India, Brazil and Bolivia) were incorporated.
A full-time chief administrator was appointed.
MUTRON was completed.
The construction of the Akeno Observatory started.
The ultra-high energy strong-interaction division was newly established.
In the wake of the amendment of the National School Establishment Law, the observatory was reorganized into the Institute for
Cosmic Ray Research (ICRR) (25 Aug.); The ultra-high energy strong-interaction division was divided into two divisions, and thethree divisions of the Institute for Nuclear Study, the University of Tokyo (muon measurement, experimental meson physics andcosmic ray study) were transferred to ICRR. As the result, ICRR started out with 6 divisions and 1 observatory.
The Akeno observatory was established as one of the ICRR facilities (18 Apr.).
The Akeno Observatory performed the opening ceremony (6 Oct.).
The Akeno 1km2 air shower detector was completed.
The special facility for emulsion chamber on Mt. Fuji was constructed.The 16th International Cosmic Ray Conference was held in
Kyoto (Aug.).

昭和 56 年
昭和 57 年
昭和 58 年

1981
1982
1983

昭和 61 年
昭和 62 年

1986
1987

昭和 63 年 1988
平成 元 年 1989
平成 2 年 1990
平成 3 年 1991
平成 4 年

1992

平成 5 年
平成 6 年

19931994

平成 7 年

1995

平成 8 年 1996
平成 9 年 1997
平成 10 年 1998

1981
1982
1983
1986
1987
1988
1989
1990
1991
1992

1993
1994

1995
1996
1997
1998

エマルション・チェンバーによる日中共同研究を開始する
宇宙線計測部門（客員）が新設される
神岡鉱山で共同実験の陽子崩壊実験を開始する
質量分析器を中心とした一次宇宙線研究設備が設置される
将来計画検討小委員会（Ⅰ）
が設置される
神岡地下実験が世界で初めて超新星からのニュートリノバーストを捕まえる
明野観測所で100平方kmの広域シャワー観測装置AGASAの建設が始まる
将来計画検討小委員会（Ⅰ）の答申が出る
神岡地下実験が太陽からのニュートリノ欠損を観測する
乗鞍で太陽フレアーに伴う宇宙線の大幅な増大を観測する（9月29日）明野に100平方kmの広域シャワー観測装置 AGASAが完成する
スーパーカミオカンデの建設が始まる
将来計画検討小委員会（Ⅱ）
が設置される
ニュートリノ宇宙物理学部門が新設され、宇宙線計測部門（客員）が廃止される
重力波グループが加わる（ミュー中間子測定部門所属）
オーストラリアでカンガルー計画が始まる
オーストラリアでPSR1706-44からのTeVガンマ線を観測する
チベットでエアシャワーガンマ線実験装置の建設が始まる
神岡に計算機棟が出来る（1月）、スーパーカミオカンデのための空洞掘削が完了する（6月）
明野で2×1020eVの大シャワーを観測する
外部評価が実施される
神岡で大気ニュートリノ異常の天頂角依存を観測する
ニュートリノ宇宙物理学部門が廃止され、
神岡宇宙素粒子研究施設が新設される（4月1日）
スーパーカミオカンデが完成式を行う（11月）
スーパーカミオカンデの本格観測が始まる（4月1日）
チベットのエアシャワーガンマ線実験装置が完成する
スーパーカミオカンデによるニュートリノ質量の発見が正式に発表される（6月5日）
柏キャンパスの建設が始まる（11月）

Japan-China joint research on emulsion chamber observations started.
The cosmic ray detection division (for guest researchers) was newly established.
The nucleon decay experiment started in the Kamioka Mine as a collaborative research project.
The primary cosmic ray research facility (i.e. mass spectrometer etc.) was installed.
The first committee for future projects was organized.
The underground detector at Kamioka observed a neutrino burst from a supernova for the first time in history.
The construction of the 100km2 wide-area air shower detector, AGASA, started at the Akeno Observatory.
The first committee for future project submitted an evaluation report.
The underground detector at Kamioka observed a deficit in solar neutrino flux.
A significant increase of cosmic ray intensity coincident with a solar flare was observed at the Norikura Observatory (29 Sep.).
The 100km2 wide area air shower detector, AGASA, was completed at Akeno.
The construction of Super-Kamiokande was commenced.
The second committee for future projects was organized.
The neutrino astrophysics division was newly established, and the cosmic ray detection division (for guest researchers) was discontinued.
The gravitational wave group joined in muon measurement division at ICRR.
The Cangaroo project started in Australia
The Cangaroo observed TeV gamma rays from a pulsar (PSR1706-44).
The construction of air shower gamma ray detector in Tibet started.
A computer center was built at Kamioka Observatory (Jan.).
The excavation for SuperKamiokande was completed (Jun.).
A giant air shower with energy of 2×1020eV was observed at Akeno An external evaluation of ICRR was conducted.
The anormalous zenith angle dependence of the atmospheric neutrinos was observed at Kamioka.
The neutrino astrophysics division was discontinued, and the Kamioka Observatory for Cosmic Elementary Particle Research
was established (1 Apr.).
The completion ceremony of Super-Kamiokande was held before filling water (Nov.).
The full-scale operation of Super-Kamiokande began (1 Apr.).
The air shower gamma ray detector in Tibet was completed.
The Super-Kamiokande collaboration officially announced the discovery of none-zero neutrino mass (5 Jun.).
The construction of the Kashiwa Campus was commenced (Nov.).

37

組織・運営

Organization and Administration
平成 11 年

平成 12 年
平成 13 年
平成 14 年

2000
2001
2002

平成 15 年

2003

平成 16 年

2004

平成 18 年
平成 19 年

20062007

平成 20 年
平成 22 年

20082010

平成 23 年

2011

平成 24 年
平成 26 年

2012
2014

1999
2000
2001
2002
2003
2004
2006
2007
2008
2010

2011
2012
2014

38
PB

1999

宇宙ニュートリノ観測情報融合センターが新設される（4月1日）
オーストラリアでカンガルー計画2が始まる
オーストラリアでカンガルー計画3が準備を開始する
科研費COE拠点形式プログラムにより「超高エネルギーガンマ線研究拠点」が発足する
柏新キャンパスに全面移転する（2月～3月）
スーパーカミオカンデに事故が発生し、半数以上の光電子増倍管がこわれる（11月）
カミオカンデの成果をもとに、宇宙ニュートリノ検出へのパイオニア的貢献により、小柴昌俊名誉教授がノーベル物理学賞を受賞する（12月）
スーパーカミオカンデが部分復旧して、実験再開する（12月）
つくばにて第25回宇宙線国際会議を開催する（8月）
テレスコープアレイの建設が始まる
カンガルー計画3の4台の望遠鏡が完成する
国立大学が法人化される（4月1日）
研究所の部門が、宇宙ニュートリノ研究部門、高エネルギー宇宙線研究部門、宇宙基礎物理研究部門の3研究部門となる（4月1日）
スーパーカミオカンデが完全復旧される
将来計画検討委員会（Ⅲ）
が設置される
将来計画検討委員会（Ⅲ）の答申が出る（8月31日）
テレスコープアレイ実験で観測が開始される
T2K実験の最初のニュートリノをスーパーカミオカンデで観測する
宇宙線研究所が共同利用・共同研究拠点として新たな形で共同利用の推進を開始する
大型低温重力波望遠鏡（後に「KAGRA」と命名）が文部科学省の最先端研究基盤事業の一つに選定され、建設が始まる
重力波推進室が設置される（4月1日）
T2K実験が電子ニュートリノ出現現象の兆候を捉える（6月15日）将来計画検討委員会（Ⅳ）
が設置される
オーストリアのカンガルー計画終了（3月31日）
KAGRAのためのトンネル掘削が完了する（7月）The Research Center for Cosmic Neutrinos was established (1 Apr.).
The Cangaroo-2 began operation in Australia.
Preparation of the Cangaroo-3 began in Australia.
ICRR moved to the new Kashiwa Campus (Feb.-Mar.).
An accident occurred at the Super-Kamiokande, destroying more than half of the photomultipliers (Nov.).
Professor Emeritus Masatoshi Koshiba won the Novel Prize in Physics for his pioneering contributions to the detection of cosmic
neutrinos, based on outcomes of the Kamiokande experiment (Dec.).
The Super-Kamiokande was partially restored, and observation resumed (Dec.).
The 28th International Cosmic Ray Conference was held in Tsukuba (Aug.).
The construction of the Telescope Array was commenced.
Four telescopes for the Cangaroo-3 Project were completed.
Japanese national universities became independent administrative agencies (1 Apr.).
The research divisions of ICRR were reorganized into the three divisions: Neutrino and Astroparticle Division, High Energy Cosmic Ray Division, and Astrophysics and Gravity Division (1 Apr.).
The restoration of the Super-Kamiokande was completed.
The Committee on Future Projects III was established.
The Committee on Future Projects III submitted its report.
The Telescope Array experiment started observation.
The Super-Kamiokande detected the first neutrino from the T2K experiment.
ICRR became an Inter-University Research Center, renewing its existing function as an inter-university research institute.
The Large Cryogenic Gravitational Wave Telescope (LCGT; later named KAGRA) was approved as a Leading-edge Research Infrastructure Program by MEXT. The construction started.
The Gravitational Wave Project Office was established (1 Apr.).
The T2K experiment caught a sign of electron neutrino appearance (15 Jun.).
The Committee on Future Projects IV was established.
The Cangaroo experiment ended its operation.
The excavation of KAGRA tunnel was completed (Jul.).

Administration of ICRR
Board of Councilors:

This board is a board for discussion the joint
use of ICRR, and is summoned to meet upon
the director’s request for advice. This board
is composed of the Director and about 14
other members.
The board members are selected from thefollowing personnel:.
1) the professors and associate professors of
ICRR, enumerated by the Chancellor of
The University of Tokyo.
2) the Dean of Department of Science andthe Director of the Executive Office, theUniversity of Tokyo.
3) the Director of National Astronomical Observatory, the Director of the Institute forParticle and Nuclear Study of the HighEnergy Accelerator Research Organization, and the Director of Yukawa Institutefor theoretical Physics, Kyoto University.
4) those who have academic careers insideand outside of the university and who
were enumerated and entrusted by the
Chancellor of The University of Tokyo.

Faculty council:

This is a board for deliberating important
items of ICRR, such as the recommendationof an incoming director to the Chancellor of
The University of Tokyo and the appointment of staff members. The council is composed of the director and all full-time professors and associate professors of ICRR.

Advisory Committee:

研究所の運営●協議会：宇宙線研究所の共同利用について協議する会で、所長の諮問によって集

まります。
所長の他、
約14名の委員で構成されます。
委員の構成は以下の通りです。

①研究所の教授又は准教授のうちで所長が命じた者、②東大理学系研究科長、
東大理事又は副学長（研究担当）、③国立天文台長、高エネルギー加速器研究機構素粒子原子核研究所長、
京大基礎物理学研究所長、④大学内外の学識経験者のうちから所長が委嘱した者。
●教授会：次期所長や教員人事について審議を経て総長へ推薦したり、研究所の重要な事項について審議する会です。 所長の他、研究所専任の全教授・准教授で構成されます。
●運営委員会：宇宙線研究所の運営について、計画案を作成し教授会に提出する委員会です。
研究所内外の研究者約14名（所外が半数以上）で構成されます。
●共同利用研究運営委員会：共同利用研究を円滑に進めるための審議をし、運営委員会に提案や報告をする委員会です。
所内で選ばれた委員と所外からの学識経験者で構成されます（東京大学外の委員が半数以上）。
●共同利用研究課題採択委員会：共同利用研究申請課題について、採択の適否を審議します。
共同利用研究実施計画の原案を運営委員会に提出する委員会です。
所内で選ばれた委員と所外からの学識経験者で構成されます（東京大学外の委員が半数以上）。

This is a committee for drawing up schemes
for operating ICRR and submitting them to
the Faculty council. This committee is composed of about 14 researchers from both inside and outside ICRR (more than half arefrom outside ICRR).

Inter-University Research Advisory
Committee:

This is a committee for having discussions
to facilitate joint-use researches, and suggesting or reporting the results to the Advisory Committee. This committee is composed of members selected from inside
ICRR, and outside members who have academic careers (more than half are from outside the University of Tokyo).

Inter-University Research Program
Selection Committee:

This is a committee for having discussions
to select Inter-University research programsfrom applications. This committee is composed of members selected from inside
ICRR, and outside members who have academic careers (more than half are from outside the University of Tokyo).

PB
39

各種委員会委員

教職員数・歴代代表者

Committee Members■協議会委員

属 ・ 職

教職員数 Number of Staff

■運営委員

Board of Councilors
所

Number of Staff and Past Representatives

Advisory Committee

名

氏

名

梶田

隆章

川村

静児

(Group 1)
Prof. Seiji Kawamura
ICRR, the University of Tokyo

東京大学宇宙線研究所 教授

手嶋政廣

Prof. Masahiro Teshima
ICRR, the University of Tokyo

東京大学宇宙線研究所 教授

中畑雅行

Prof. Masayuki Nakahata
ICRR, the University of Tokyo裕穂(Group 2)
Prof. Hiroo Fukuda
Dean of School of Science, the University of Tokyo

和夫

Prof. Kazuo Hotate
Vice President of the University of Tokyo

克夫(Group 3)
Prof. Katsuo Tokushuku
Director of Institute of Particle and Nuclear Studies,High Energy Accelerator Research Organization

東京大学宇宙線研究所長（第1号委員）

東京大学宇宙線研究所 教授（第2号委員）福田

東京大学大学院理学系研究科長

東京大学理事・副学長（研究担当） 保立（第3号委員）高エネルギー加速器研究機構
素粒子原子核研究所長

徳宿

京都大学基礎物理学研究所長

佐々木節

Prof. Misao Sasaki
Director of Yukawa Institute for Theoretical Physics,
Kyoto University

正彦

Prof. Masahiko Hayashi
Director of General of National Astronomical
Observatory of Japan中村卓史(Group 4)
Prof. Takashi Nakamura
Graduate School of Science, Kyoto University

法政大学大学院理工学研究科 教授 岡村定矩

Prof. Sadanori Okamura
Graduate School of Scienceand Engineering, Hosei University

自然科学研究機構国立天文台長

林（第4号委員）

京都大学大学院理学研究科 教授

早稲田大学理工学術院 教授

鳥居祥二

Prof. Shoji Torii
Waseda Research Institute for Scienceand Engineering

宇宙科学研究所長

常田佐久

Prof. Saku Tsuneta
Director of Institute of Space and Astronomical Science

名古屋大学大学院理学研究科 教授 杉山直Prof. Naoshi Sugiyama
Graduate School of Science, Nagoya University

幸男

Prof. Sachio Komamiya
Director of International Center for Elementary
Particle Physics, the University of Tokyo

東京大学素粒子物理国際研究センター長 駒宮所

Members
Prof. Takaaki Kajita
Director of ICRR, the University of Tokyo

属 ・ 職

名

氏

名

東京大学宇宙線研究所長

梶田隆章

名古屋大学大学院理学研究科 教授

久野純治

Prof. Junji Hisano
Graduate School of Science, Nagoya University

京都大学基礎物理学研究所 教授

柴田大Prof. Masaru Shibata
Yukawa Institute for Theoretical Physics, Kyoto University

高エネルギー加速器研究機構 教授

羽澄昌史

Prof. Masashi Hazumi
High Energy Accelerator Research Organization

大阪大学大学院理学研究科 教授

岸本忠史

Prof. Tadafumi Kishimoto
Graduate School of Science, Osaka University

東京大学大学院理学系研究科 准教授

横山将志

Assoc. Prof. Masashi Yokoyama
School of Science, the University of Tokyo

大阪市立大学大学院理学研究科 教授

神田展行

Prof. Nobuyuki Kanda
Graduate School of Science, Osaka City University

名古屋大学太陽地球環境研究所 教授伊藤好孝

Prof. Yoshitaka Itow
Solar-Terrestrial Environment Laboratory,
Nagoya University

大阪市立大学大学院理学研究科 准教授

荻尾彰一

Assoc. Prof. Shoichi Ogio
Graduate School of Science, Osaka City University

信州大学理学部 教授

宗像一起

Prof. Kazuoki Munakata
Dep. of Science, Shinshu University

東京大学宇宙線研究所 教授

寺澤敏夫

Prof. Toshio Terasawa
ICRR, the University of Tokyo

東京大学宇宙線研究所 教授

川崎雅裕

Prof. Masahiro Kawasaki
ICRR, the University of Tokyo

東京大学宇宙線研究所 教授

大橋正健

Prof. Masatake Ohashi
ICRR, the University of Tokyo

東京大学宇宙線研究所 教授

福島正己

Prof. Masaki Fukushima
ICRR, the University of Tokyo

東京大学宇宙線研究所 教授

手嶋政廣

Prof. Masahiro Teshima
ICRR, the University of Tokyo

東京大学宇宙線研究所 教授

中畑雅行

Prof. Masayuki Nakahata
ICRR, the University of Tokyo任期：平成26年4月1日～平成28年3月31日

Term: April 1, 2014 thr. March 31, 2016

任期：平成26年4月1日～平成28年3月31日
Term：April 1, 2014 thr. March 31, 2016

オブザーバー：東京大学宇宙線研究所教授

寺澤敏夫

Observer：Prof, Toshio Terasawa, ICRR, The University of Tokyo■共同利用研究運営委員会委員■共同利用研究課題採択委員会委員

Inter-University Research Advisory Committee
所

属 ・ 職

名

氏

名

Inter-University Research Program Selection Committee

Members

恭司

Chairperson
Prof. Kyoshi Nishijima
Dep. of Science, Tokai University

常夏

Assoc. Prof. Tokonatsu Yamamoto
Dep. of Science, Konan University

名古屋大学太陽地球環境研究所 教授 田島宏康Prof. Hiroyasu Tajima
Solar-Terrestrial Environment Laboratory,
Nagoya University

京都大学大学院理学研究科 准教授 窪秀利

Assoc. Prof. Hidetoshi Kubo
Graduate School of Science, Kyoto University

信州大学理学部 教授

一起

Prof. Kazuoki Munakata
Dep. of Science, Shinshu University

東海大学理学部 教授
甲南大学理工学部 准教授

神戸大学大学院理学研究科 教授

委員長

西嶋

山本

宗像
竹内

康雄

（3号委員）

Prof. Yasuo Takeuchi
Graduate School of Science, Kobe University(Group 3)
Assoc. Prof. Takayuki Tomaru

隆行 High Energy Accelerator Research Organization
高エネルギー加速器研究機構 准教授 都丸（3号委員）(Group 3)

Assoc. Prof. Kimiaki Masuda

公明 Solar-Terrestrial Environment Laboratory,
名古屋大学太陽地球環境研究所 准教授 増田（3号委員） Nagoya University(Group 3)

東京大学宇宙線研究所 教授

寺澤敏夫

Prof. Toshio Terasawa
ICRR, the University of Tokyo

東京大学宇宙線研究所 准教授

瀧田正人

Assoc. Prof. Masato Takita
ICRR, the University of Tokyo

東京大学宇宙線研究所 准教授

佐川宏行

Assoc. Prof. Hiroyuki Sagawa
ICRR, the University of Tokyo

東京大学宇宙線研究所 准教授

森山茂栄

Assoc. Prof. Shigetaka Moriyama
ICRR, the University of Tokyo

東京大学宇宙線研究所 准教授
任

幹事

三代木伸二

Organizer
Assoc. Prof. Shinji Miyoki
ICRR, the University of Tokyo

期：平成26年4月1日～平成28年3月31日

Term：April 1, 2014 thr. March 31, 2016

オブザーバー：宇宙線研究所長

梶田隆章

Observer：Prof. Takaaki Kajita, Director of ICRR, the University of Tokyo

PB
40

所

属 ・ 職

名

大阪市立大学理学研究科 准教授

氏
委員長

荻尾

名

Members

彰一

Chairperson
Assoc. Prof. Shoichi Ogio
Graduate School of Science, Osaka City University

山形大学大学院理工学研究科 教授 郡司

修一

Prof. Shuichi Gunji
Graduate School of Science and Engineering,
Yamagata University

高エネルギー加速器研究機構 准教授 都丸隆行

Assoc. Prof. Takayuki Tomaru
High Energy Accelerator Research Organization

名古屋大学太陽地球環境研究所 准教授 増田公明

Assoc. Prof. Kimiaki Masuda
Solar-Terrestrial Environment Laboratory,
Nagoya University（所内）
手嶋高エネルギー宇宙線研究部門主任

政廣

Prof. Masahiro Teshima
Head of High Energy Cosmic Ray Division
ICRR, the University of Tokyo

雅行

Prof. Masayuki Nakahata
Head of Cosmic Neutrino Research Division
ICRR, the University of Tokyo雅裕

Prof. Masahiro Kawasaki
Head of Fundamental Astrophysics Research Division,
ICRR, the University of Tokyo

宇宙ニュートリノ研究部門主任

中畑

宇宙基礎物理学研究部門主任

川崎

宇宙ニュートリノ研究部門 准教授

幹事

岸本

康宏

副幹事
オブザーバー
宇宙ニュートリノ研究部門 准教授 早戸 良成

教授

Members
Prof. Takaaki Kajita
Director of ICRR, the University of Tokyo

Organizer
Assoc. Prof. Yasuhiro Kishimoto
Cosmic Neutrino Research Division,
ICRR, the University of Tokyo
Assistant Organizer
Assoc. Prof. Yoshinari Hayato
Cosmic Neutrino Research Division,
ICRR, the University of Tokyo（（平成27年5月1日現在）

Professors

Associate Professors Assistant Professors

准教授

助教

Research Fellows

Technical Staff

Clerical Employee

事務職員

非常勤職員

総合計

10 （0）［1］〈0〉

14 （0）［3］〈0〉30 （2）
［0］
〈0〉

9 （3）
［0］

10 （1）［0］

11 （6）［0］42 （34）［0］126（46）［4］〈0〉）は女性で内数、
［

研究員

技術職員

Adjuncts

Total

は客員で外数、〈 〉は外国人特任教員で内数］The numbers shown inside（

）
,［

］and〈

〉are numbers of female staff, guest members, and foreign staff respectively.

歴代代表者

PastRepresentatives

●東京大学宇宙線観測所
所 長
平田 森三
所 長
菊池 正士
所長事務取扱 野中到
所長事務取扱 熊谷 寛夫
所 長
野中
到
所 長
菅
浩一
所 長
三宅 三郎

昭和28年 8月 1日～昭和30年 8月31日
昭和30年 9月 1日～昭和34年 9月21日
昭和34年 9月22日～昭和35年 7月31日
昭和35年 8月 1日～昭和35年11月30日
昭和35年12月 1日～昭和45年 3月31日
昭和45年 4月 1日～昭和47年 3月31日
昭和47年 4月 1日～昭和51年 5月24日●東京大学宇宙線研究所
所 長
三宅 三郎
所 長
鎌田 甲一
所 長
近藤 一郎
所長事務取扱 棚橋 五郎
所 長
荒船 次郎
所 長
戸塚 洋二
所 長
吉村 太彦
所 長
鈴木洋一郎
副所長
黒田 和明
副所長
福島 正己
所 長
梶田 隆章
副所長
寺澤 敏夫

昭和51年 5月25日～昭和59年 3月31日
昭和59年 4月 1日～昭和61年 3月31日
昭和61年 4月 1日～昭和62年 3月31日
昭和62年 4月 1日～昭和62年 4月30日
昭和62年 5月 1日～平成 9年 3月31日
平成 9年 4月 1日～平成13年 3月31日
平成13年 4月 1日～平成16年 3月31日
平成16年 4月 1日～平成20年 3月31日
平成16年 4月 1日～平成20年 3月31日
平成20年 4月 1日～平成24年 3月31日
平成20年 4月 1日～
平成24年 4月 1日～●乗鞍観測所
所長事務取扱
所 長
所 長
所 長
所 長

三宅
近藤
湯田
福島
瀧田

三郎
一郎
利典
正己
正人

昭和51年 5月25日～昭和52年 2月28日
昭和52年 3月 1日～昭和62年 3月31日
昭和62年 4月 1日～平成12年 3月31日
平成12年 4月 1日～平成15年 3月31日
平成15年 4月 1日～●明野観測所
所 長
所 長
所 長
所 長
所 長
所 長

鎌田
棚橋
永野
手嶋
福島
佐川

甲一
五郎
元彦
政廣
正己
宏行

昭和51年 4月18日～昭和59年 3月31日
昭和59年 4月 1日～昭和63年 3月31日
昭和63年 4月 1日～平成10年 3月31日
平成10年 4月 1日～平成14年12月31日
平成15年 1月 1日～平成24年 3月31日
平成24年 4月 1日～●神岡宇宙素粒子研究施設
施設長
戸塚 洋二
施設長
鈴木洋一郎
施設長
中畑 雅行

平成 7年 4月 1日～平成14年 9月30日
平成14年10月 1日～平成26年 3月31日
平成26年 4月 1日～●宇宙ニュートリノ観測情報融合センター
平成11年 4月 1日～
センター長
梶田 隆章

●CosmicRayObservatory,TheUniversityofTokyo
Director

Morizo Hirata

Aug. 1, 1953-Aug. 31, 1955

Director

Seishi Kikuchi

Sep. 1, 1955-Sep. 21, 1959

Acting Director Itaru Nonaka

Sep. 22, 1959-Jul. 31, 1960

Acting Director Hiroo Kumagai

Aug. 1, 1960-Nov. 30, 1960

Director

Itaru Nonaka

Dec. 1, 1960-Mar. 31, 1970

Director

Kouichi Suga

Apr. 1, 1970-Mar. 31, 1972

Director

Saburo Miyake

Apr. 1, 1972-May 24, 1976

●InstituteforCosmicRayResearch,TheUniversityofTokyo

Director

Saburo Miyake

May 25, 1976-Mar. 31, 1984

Director

Kouichi Kamata

Apr. 1, 1984-Mar. 31, 1986

Director

Ichiro Kondo

Apr. 1, 1986-Mar. 31, 1987

Acting Director Goro Tanahashi

Apr. 1, 1987-Apr. 30, 1987

Director

Jiro Arafune

May 1, 1987-Mar. 31, 1997

Director

Yoji Totsuka

Apr. 1, 1997-Mar. 31, 2001

Director

Motohiko Yoshimura Apr. 1, 2001-Mar. 31, 2004

Director

Yoichiro Suzuki

Apr. 1, 2004-Mar. 31, 2008

Vice Director

Kazuaki Kuroda

Apr. 1, 2004-Mar. 31, 2008

Vice Director

Masaki Fukushima Apr. 1, 2008-Mar. 31, 2012

Director

Takaaki Kajita

Apr. 1, 2008-

Vice Director

Toshio Terasawa

Apr. 1, 2012-●NorikuraObservatory

Acting Director Saburo Miyake

May 25, 1976-Feb. 28, 1977

Director

Ichiro Kondo

Mar. 1, 1977-Mar. 31, 1987

Director

Toshinori Yuda

Apr. 1, 1987-Mar. 31, 2000

Director

Masaki Fukushima Apr. 1, 2000-Mar. 31, 2003

Director

Masato Takita●AkenoObservatory

Apr. 1, 2003-

Director

Koichi Kamata

Apr. 18, 1977-Mar. 31, 1984

Director

Goro Tanahashi

Apr. 1, 1984-Mar. 31, 1988

Director

Motohiko Nagano

Apr. 1, 1988-Mar. 31, 1998

Director

Masahiro Teshima Apr. 1, 1998-Dec. 31, 2002

Director

Masaki Fukushima Jan. 1, 2003-Mar. 31, 2012

Director

Hiroyuki Sagawa●KamiokaObservatory

Observatory Head Yoji Totsuka

Apr. 1, 2012Apr. 1, 1995-Sep. 30, 2002

Observatory Head Yoichiro Suzuki

Oct. 1, 2002-Mar. 31, 2014

Observatory Head Masayuki Nakahata

Apr. 1, 2014-●ResearchCenterforCosmicNeutrinos
Center Chief

Takaaki Kajita

Apr. 1, 1999-

41
PB

経費・施設共同利用研究・教育

Research Budget & Facilities
歳出決算額

Annual Expenditures

区分

Category

人件費
物件費
合 計

共同利用研究千円 thousand yen

平成22年度

平成23年度

平成24年度

平成25年度

平成26年度Inter-University Research

576,000
1,048,000
1,624,000

653,000
1,400,000
2,053,000

658,000
1,172,000
1,830,000

687,000
1,034,000
1,721,000

706,000
1,189,000
1,895,000

東京大学宇宙線研究所は、共同利用・共同研究拠点として、柏キャンパス、神岡宇宙素粒子研究施設、乗鞍観測所、明野観測所の付属施設で共同利用研究を行っています。
また国内のみならず、
海外での国際協力研究事業も行っています。
これらの共同利用研究は毎年全国の研究者から公募し、共同利用運営委員会及び共同利用実施専門委員会で採択します。
平成26年度の施設別の申請件数と採択件数は以下のとおりです。

FY2010

Personal Expenses
Non-personal Expenses
Total

外部資金等

FY2011FY2012FY2013

FY2014External Funds, etc

区分

Category

Inter-University Research and Education

千円 thousand yen

平成22 年度

平成23 年度

FY2010平成24 年度

FY2011

平成25 年度

FY2012

平成26 年度

FY2013servatory, Akeno Observatory, and on Kashiwa Campus. The ICRR joint-research operates internationally as well as domestically.

FY2014

件数

受入金額

件数

受入金額

件数

受入金額

件数

受入金額

件数

受入金額

民間等との共同研究

1

1,000

1

500

0

0

1

3,000

1

300

受託研究

2

38,0001

29,23900236,321

2

38,250

奨学寄付金

3

760

0

0

1

85

1

364

1

181

The Inter-University programs accept applications from researchers around the country, and are selected by the advisory committee

Quantity Amount Received Quantity Amount Received Quantity Amount Received Quantity Amount Received Quantity Amount Received
Joint Research with the Private Sector

Entrusted ResearchDonation for Scholarly Development

科学研究費助成事業
研究種目

Research classes

Grants-in-aid for Scientific Research
平成22年度

平成23年度FY2010平成25年度FY2012

平成26年度FY2013

FY2014

件数

受入金額

件数

受入金額

件数

受入金額

件数

受入金額

件数

受入金額

Quantity Amount Received Quantity Amount Received Quantity Amount Received Quantity Amount Received Quantity Amount Received

特別推進研究1

112,100

1

103,300

2

187,3002

168,1003

191,800

学術創成研究1

99,7001

72,100

0

0

0

0

0

0

新学術領域研究

0

0

0

0

0

0

1

10,000380,700

特定領域研究

1

1,600

1

1,700

0

0

0

0

0

0

基盤研究（S）

2

52,8002

47,9001

10,7001

10,70000

基盤研究（A）

3

19,400434,8004

72,2004

47,0003

13,300基盤研究（B）

1

5,100

5

33,2004

12,700515,8003

15,200基盤研究（C）

6

6,200

5

4,800

4

3,700

5

6,800

5

6,100

1

2,900

1

5,600

2

12,7002

9,900Specially Promoted Research
Creative Scientific Research
Scientific Research on Priority Areas
Particular Field Research
Scientific Research (S)Scientific Research (A)Scientific Research (B)Scientific Research (C)

若手研究（A）

Grant-in-Aid for Young Scientists (A)

若手研究（B）

6

9,300

4

5,100

3

2,700

5

6,000

8

8,000

挑戦的萌芽研究

2

1,000

4

5,900

6

9,000

4

4,700

2

3,400

1

1,200

1

800

0

0

26

305,10030

282,600

29

328,400

Grant-in-Aid for Young Scientists (B)Challenging Exploratory Research

研究活動スタート支援

Research Activity Start-up

合

計

Total

23

307,200

28

311,700

and user’s committee. The table lists the number of total and successful applications for each observatory or center in 2014.

平成26年度利用状況
Joint-Use in FY2014

千円 thousand yen

平成24年度FY2011

ICRR, as one of the “Inter-University Research Centers,” conducts Inter-University Research at Kamioka observatory, Norikura Ob-

申請件数
Number of Applications

採択件数
Number of Successful Applications

延べ研究者数
Number of Total Researchers【協力研究】
宇宙ニュートリノ研究部門
Neutrino and Astrophysics Division

39（38）

39（38）

839（833）

高エネルギー宇宙線研究部門
High Energy Cosmic Ray Division

48［10］

48［10］

1001［75］

宇宙基礎物理研究部門
Astrophysics and Gravity Division

24

24

543

宇宙ニュートリノ観測情報融合センター
Research Center for Cosmic Neutrinos

8

8

91

（

Education

東京大学字宙線研究所は、
東京大学理学系研究科物理学及び天文学専攻課程の一環として大学院学生を受け入れ研究指導をするとともに、大学院の講義も担当しています。
教養学部学生を対象に、全学一般教育ゼミナールも実施しています。
また東京大学大学院の一環として、国内外の他大学の大学院生を、特別聴講生、特別研究生、外国人研究生として受け入れる道も開いています。
東京大学宇宙線研究所の大学院学生受入数は以下のとおりです。
ICRR accepts graduate students, and also delivers lectures for them as a part of the Graduate School of Science, The University ofTokyo. ICRR also conducts liberal seminars for undergraduate students. ICRR also accepts graduate students from other universities
inside and outside Japan as special listeners, special researchers, and foreign researchers, as the graduate school of The University ofTokyo.
The table lists the number of graduate students accepted by ICRR in recent years.

平成23年度FY2011

平成24年度FY2012

平成25年度FY2013

平成26年度FY2014

平成27年度FY2015

修 士
Master’s course

14（0）

19（0）

27（4）

30（5）

30（3）

2,195

博 士
Doctor’s course

15（2）

12（2）

16（1）

17（0）

22（2）

1,655

合 計
Total

29（2）

31（2）

43（5）

47（5）

52（5）

設 Facilities 出所在地・電話番号 Location and Telephone Number 土地 Land Area（m2） 建物 Building Area（m2）

柏キャンパス 千葉県柏市柏の業5-1-5 TEL：04-7136-3102（総務係）
Kashiwa Campus

5-1-5 Kashiwanoha, Kashiwa-shi, Chiba Prefecture, Japan TEL:+81-4-7136-3102

313,391（柏キャンパス全体）

神岡宇宙素粒子研究施設 岐阜県飛騨市神岡町東茂住456 TEL：0578-85-2116

95,523

乗 鞍 観 測 所 岐阜県高山市丹生川町乗鞍岳 TEL：090-7721-5674

59,707
（借入）
2,203
（借入）
18,469（借入）

7,185

Kamioka Observatory 456 Higashimozumi, Kamioka-cho, Hida-shi, Gifu Prefecture, Japan TEL: +81-578-85-2116 （借入93,118） （借入140）
Norikura Observatory Mt. Norikura, Nyukawa-mura, Ohno-gun, Gifu Prefecture, Japan TEL:+81-90-7721-5674

鈴 蘭 連 絡 所 長野県松本市安曇鈴蘭4306-6 TEL：0263-93-2211
Suzuran Lodge of Norikura Observatory

4306-6 Azumi Suzuran, Minamiazumi-gun, Nagano Prefecture, Japan TEL:+81-263-93-2211

明 野 観 測 所 山梨県北社市明野町浅尾5259 TEL：0551・25-2301

Akeno Observatory 5259 Asao, Akeno-machi, Kitakyoma-gun, Yamanashi Prefecture, Japan TEL: +81-551・25-2301

PB
42］内：乗鞍観測所

大学院教育

所在地及び土地・建物面積 Locations and Land/Building Areas 所在全図 Locations of Facilities
施）
内：神岡施設、
［

182
2,843

（ ）
内は女性で内数
The number in parentheses “( )” represents the number of female students.

PB
43

成果発表と受賞歴

国際交流

Achievement Reports and Awards

International Exchange

国際会議及び国際研究集会の開催
国際協力研究プロジェクト

東京大学字宙組研究所は、国際会議や国際研究集会をそれぞれ年1回程度開催しています。
内外の著名な学者や新鋭の若手研究者を招いて最新の研究について話してもらうセミナーも、
月1回程度行っています。
過去10年間に開催した国際会議及び国際研究集会は、
以下のとおりです。

［表1］ 国際学術交流協定締結機関名
Table 1 Academic Exchange Agreements

International Projects

1 ボリビアのチャカルタヤ山では、エマルション・チェン

バーを用いて宇宙線の起こす核相互作用の研究が行われています。
On Mt. Chacaltaya in Bolivia, studies on nuclear interactions by cosmic rays are conducted using emulsion chambers.

（ヤンパーチン）高原では、空気シャ
2 チベットの羊八井
ワー観測装置を用いて高エネルギー宇宙線実験が行われています。
On Yangbajing Plateau in Tibet, experimental studies onhigh-energy cosmic rays are conducted using air-shower
detector.

大気蛍光望遠鏡を用いて最高エネ
3 アメリカのユタでは、ルギーの宇宙線の観測・研究を行っています。
In Utah, USA, observational studies of ultra high-energy
cosmic rays are conducted.

神岡の地下実験には、
アメリカから多くの研究者が4 また、参加しています。
The underground experiments at Kamioka are joined bymany researchers from USA.

最近国際学術交流協定を締結した大学および学部は、表1の通りです。
Recent agreements on international academic exchange arelisted on Table 1.

1981年

❶

ボリビアサンアンドレス大学（ボリビア）
Universidad Mayor de San Andrés（Bolivia）

1995年

中国科学院高能物理研究所（中国）1995年

ユタ大学理学部（アメリカ）

The institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（China）❸

College of Science, University of Utah（US）

1995年

カリフォルニア大学アーバイン校物理科学部（アメリカ）
School of Physical Sciences, the University of California, Irvine（US）

1995年

❻

ロシア科学アカデミー原子核研究所（ロシア）
INR, Russian Academy of Science（Russia）

2001年

❼

アデレード大学物理数学部（オーストラリア）
University of Adelaide（Australia）

2001年

西オーストラリア大学生命物理科学部（オーストラリア）
Faculty of Life and Physical Sciences, the University of Western Australia（Australia）

2009年

カリフォルニア工科大学LIGO研究所（アメリカ）
CIT LIGO Laboratory, California Institute of Technology（US）

2010年

ハワイ大学ヒロ校（アメリカ）
The Department of Physics and Astronomy, the University of Hawaii at Hilo（US）

2011年

バーゴ共同研究組織（イタリア）
European Gravitational Observatory / The Virgo Collaboration（Italy）

2011年

上海師範大学（中国）The Shanghai United Center for Astrophysics Shanghai Normal University（China）

2011年

グラスゴー大学重力研究所（イギリス）
Institute for Gravitational Research, University of Glasgow（US）

2011年

外国人研究者との人的交流
共同利用研究に参加している外国人研究者の数は平成26
年度で延べ2,087名に上ります。最近の外国人研究者の受入数は、
表2の通りです。
A total of 2,087 foreign researchers have joined ICRR inter-university research projects by 2014. Recent data on thenumber of accepted foreign researchers are given in Table 2.
［表2］来日外国人
2010 2011 2012 2013 2014
Table 2 Accepted Researchers
8

8

1

0

2012年

⓭
⓮

ルイジアナ州立大学理学部（アメリカ）

2012年

サニオ大学工学部（イタリア）
Department of Engineering, The University of Sannio at Benevento（Italy）

2012年

中国科学院国家天文台（中国）National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（China）

2013年

マドリッド自治大学理学部（スペイン）
The Faculty Sciences, Autonomous University of Madrid（Spain）

14

21●国際ワークショップ「高エネルギー宇宙のエネルギー収支」
2006年（HI8）2/22～24（千葉）

126名●国際ワークショップ（主催）「J-PARC ニュートリノピームに対する韓国遠隔検出器」
2006年（HI8）7/13～14（韓国）

61名●国際ワークショップ「次世代核子崩壊とニュートリノ検出器2007」2007年（H19）10/2～5（静岡）●テレスコープアレイ（TA）完成記念講演会および祝賀会
2008年（H20）8/25（千葉）藤原セミナー「重力波観剖のための世界規模ネットワーク」

102名

2010年（H22）5/16～21（京都）

84名

107名

●国際シンポジウム「最高エネルギー宇宙線観測の最近の進展」
2010年（H22）12/10～12（名古屋）●伊日共同ワークショップ

2011年（H23）10/4～5（千葉）

日緯KAGRAワークショップ●第1回

EliTES重力波国際会議●第3回

日韓KAGRAワークショップ

⓱

●第4回

日緯KAGRAワークショップ

⓲

●第5回

日緯KAGRAワークショップ

⓳

●第2回

EliTES重力波国際会議⓴●CTA LST国際会議

2012年（H24）5/28～29（千葉）2012年（H24）10/3～4（千葉）2012年（H24）12/21～22（韓国）
2013年（H25）6/10～11（大阪）

2013年（H25）11/29～30（韓国）2013年（H25）12/4～5（東京）2014年（H26）1/14～17（千葉）

0

114名
39名
26名
80名
20名
34名
36名
80名
83名

共同利用研究の成果は、内外の学会等で発表する他、論文として内外の学術雑誌上でも発表します。研究所スタッフの論文の内、レフリー付欧文雑誌、
ICRR Report（欧文）及ぴ国際会議の Proceedingsに発表されたものの数を年度別にして以下に示します。

6
12
18

15
2
9
13
19 16

3

3
10 5

4

4
17

Academic Papers

11

23

1
8

7

1

Oct. 2-5, 2007
Workshop on Next Generation Nucleon Decay and Neutrino
Detector 2007 (Shizuoka), 102

May 5, 2009
58th Fujihara seminar: World-wide Network for Gravitational
Wave Observation (Kanagawa), 84●重力波国際会議「Gravitational-Wave Advanced Detector Workshop, GWADW2010」

Jul. 13-14, 2006
2nd International Workshop on a Far Detector in Korea for the
J-PARC Neutron Beam (Korea), 61

101名

●第58回

2009年（H21）5/26～29（神奈川）Feb. 22-24, 2006
International Workshop on Energy Budget in the High Energy
Universe (Chiba), 126

Aug. 25, 2008
Inauguration Ceremony and Symposium of Telescope Array(Chiba), 101

論文

2

4

ICRR holds international conferences and international workshops about once every year, and hosts monthly seminars inviting renowned scientists and promising young researchers to discuss cutting-edge research. The table below lists the international conferences and workshops held in the past decade, with the number of participants at the end of each item.

●第2回

中国科学院上海セラミック研究所人工結晶研究センター（中国） ⓰

College of Science, Louisiana State University（US）

20（平成26年度分 国際研究交流状況調査より）

PB
44

⓬

Institute of Ceramics, Chinese Academy of Sciences（China）

14

0

⓫

The SICCAS-GCL Research & Development Center, The Shanghai

International Exchange

外国人研究員（文部科学省事業分）
Foreign researchers（MEXT projects）
外国人研究者（学振招聘分）
Foreign researchers（Appointed by the Japan
Society for the Promotion of
Science）❿⓯

国立清華大学理学部（中国）College of Science, National Tsing Hua University（China）

2012年

❽
❾

ソウル大学校自然科学大学（韓国）College of Natural Science, Seoul National University（Korea）

2009年

❹
❺

ボストン大学大学院文理学研究科（アメリカ）
Graduate School of Art and Sciences, Boston University（US）

2001年

❷

International Conferences and Workshops

Reports of joint-use research are presented at academic conferences in Japan and overseas, and also published in Japanese and foreign academic journals. The plot shows the numbers of papers authored by ICRR members that are publishedeach fiscal year in ICRR Reports, refereed journals, and proceedings of international conferences.

May 16-21, 2010
Gravitational-Wave Advanced Detector Workshop,
GWADW 2010 (Kyoto), 107
Dec. l0-11, 2010
International Symposium on the Recent Progress of Ultra High Energy
Cosmic Ray Observation (Nagoya), 114
Oct. 4-5, 2011
Italy-Japan workshop (Chiba), 39
May 28-29, 2012
2nd Korea Japan workshop on KAGRA (Chiba), 26
Oct. 3-4, 2012
EliTES 1st General Meeting (Tokyo), 80
Dec. 21-22, 2012
3rd Japan Korea workshop on KAGRA (Seoul), 20
Jun. 10-11, 2013
4nd Korea Japan workshop on KAGRA (Osaka), 34
Nov. 29-30, 2013
2nd Korea Japan workshop on KAGRA (Seoul), 36
Dec. 4-5, 2013
EliTES 2st General Meeting (Tokyo), 80
Jan. 14 2014
CTA LST General Meeting (Chiba), 83

宇宙線研究所職員の発表論文数

Number of Papers Authored by ICRRICRRーREPORT（欧文）

論文数
Number of Papers
140

ICRR-REPORT (in European Language)

レフェリー付欧文雑誌
Refereed English Journals

131

130

122

120
110

国際会議プロシーディング

International Conference Proceedings

115

104

100
90
80

70

70
57

60

49

50
40

28

30
20

17

14

10
0

40

36

平成
JFY

22
2010

23
2011

24
2012

23

25
13

25
2013

26
2014

45
PB

柏キャンパス

Kashiwa Campus
Other Publications

論文以外の刊行物
東京大学宇宙線研究所では、論文以外にも、研究所の内容や研究活
動を広く紹介するために、
以下のような刊行物を発行しています。
発行回数

内

容

研究所要覧

和文

年1回

研究所の活動の1年間のまとめ

研究所紹介パンフレット

和文

随時

一般向け研究所紹介パンフレット

ICRR Annual Report

英文

年1回

研究所の活動の1年間のまとめ

ICRR Report

英文随時

研究部からの研究報告

ICRR ニュース

和文

年4回

研究所の最新のニュース

受賞歴（過去10年）

The table below lists various brochures and documentations ICRR
publishes on regular basis to publicize the research activities carriedout at ICRR.
ICRR Catalogue(Japanese) Annually
Summery of annual activities of ICRRICRR Brochure(Japanese) As needed
Brochure on ICRR research activities for general readers
ICRR Annual Report(English) Annually
Summery of annual activities of ICRRICRR Report(English) As Needed
Research Report from Researching Divisions
ICRR News(Japanese) QuarterlyNews from ICRR

●平成19年（2007） ペンジャミンフランクリンメダル 戸塚洋二 ニュートリノに質量があることの発見●平成20年（2008） 井上学術賞 中畑雅行 太陽ニュートリノの観測とニュートリノ振動の研究●平成20年（2008） 地球化学研究協会奨励賞 宮原ひろ子 宇宙線生成核種による太陽活動史の研究●平成22年（2010） 井上研究奨励賞 西野玄記 スーパーカミオカンデにおける荷電レプトンとメソンへの核子崩壊の探索●平成22年（2010） 戸塚洋二賞 梶田隆章 大気ニュートリノ振動の発見●平成23年（2011） ブルーノ・ポンテコルボ賞 鈴木洋一郎 スーパーカミオカンデ実験における大気ニュートリノおよび太陽ニュートリノ振動の発見●平成23年（2011） 戸塚洋二賞 中畑雅行 長年に亘る太陽ニュートリノと振動の研究●平成23年（2011） 日本物理学会若手奨励賞 佐古崇志 チベット空気シャワーアレイにおける高エネルギー宇宙線異方性の研究●平成24年（2012） 戸塚洋二賞 福來正孝 レプトン起源の宇宙のバリオン数非対称機構の提唱●平成24年（2012） 日本学士院賞 梶田隆章 大気ニュートリノ振動の発見●平成24年（2012） 文部科学大臣表彰若手科学者賞 宮原ひろ子 太陽活動および宇宙線が気候に及ぼす影響の研究●平成24年（2012） 素粒子メダル奨励賞 伊部昌宏 超対称性の破れにおける現象論的宇宙論的制限を満足する新しいシナリオの構築と検証●平成25年（2013） ティンズリー・ス力ラー・アワード（銀河系外天文学） 大内正己 遠方宇宙観測による広範囲な研究●平成25年（2013） ヨド貫 永野元彦 最高エネルギー宇宙線分野における先駆的研究●平成25年（2013） ジュセッペ・ヴァンナ・ココニ
鈴木洋一郎 太陽ニュートリノの全フレーバー測定による太陽ニュートリノの謎の解明●平成25年（2013） ユリウス・ヴェス賞 梶田隆章 スーパーカミオカンデ実験による大気ニュートリノ振動現象の発見●平成26年（2014） 湯川記念財団・木村利栄理論物理学賞 川崎雅裕 重力まで含めた相互作用の統一理論の構築における功績●平成26年（2014） 文部科学大臣表彰若手科学者賞 大内正己 可視光広域深探査による宇宙進化の研究●平成27年（2015） 戸塚洋二賞 塩澤真人 加速器ミューニュートリノビームによる電子ニュートリノ出現現象の発見

Awards (in the past decade)●住所：〒277－8582

Location
千葉県柏市柏の葉5－1－5●電話：０４－７１３６－３１０２
（総務係）

交

通

●つくばエクスプレス柏の葉キャンパス駅からバス利用の場合
柏の葉キャンパス駅西口1番乗場から東武バス「流山おおたかの森東口」「江戸川台駅」
行きに乗り約10分、●Address: 5-1-5 Kashiwanoha, Kashiwa-shi, Chiba
Prefecture, 277-8582, Japan●Tel: +81-4-7136-3102

Access●Kashiwanoha Campus Sta. of Tsukuba Express Line
→Tobu bus for “West Exit of Nagareyama Otakanomori Sta” or “Edogawadai Sta” (approx. 10min)

「東大前」
で下車

●25min.walk from Kashiwanoha Campus Sta●柏の葉キャンパス駅から徒歩の場合●Kashiwa Sta. of JR Joban Line → Tobu Bus for “National Cancer Center” or “West Exit of Kashiwa
Sta” ·(approx. 10 min)柏キャンパスへは約25分●JR柏駅からバス利用の場合
柏駅西口2番乗場から東武バスで「国立がんセンター」「江戸川台駅東口」
行きに乗り約25分、「柏の葉公園」
経由の場合は、「東大前」
で下車●5 min. by car from Joban Freeway’s “Kashiwa Exit”●About 3 min. by car from Route 16 (Entrance ofToyofuta Industrial Park)「税関研修所」
経由の場合は、「国立がんセンター」
で下車
東京大学
柏キャンパス
東武野田線

至 野田

至 つくば
柏たなか駅

柏I.C

川台

江戸

がんセンター

駅

JR
常磐
線

線

号

16

道

国道
６号
線

柏の葉
キャンパス駅
国

至 東京

柏の葉
公園
駅
初石

● 2007 Benjamin Franklin Medal in Physics / Yoji Totsuka Discovery of the Neutrino mass
● 2008 Inoue Prize for Science / Masayuki Nakahata Solar neutrino detection and Research of neutrino oscillation● 2008 Young Scientist Award of the Geochemistry Research Association / Hiroko Miyahara Study of the long-term solar variations using cosmogenic nuclide● 2010 Inoue Research Award for Young Scientist / Haruki Nishino Search for Nucleon Decay into Charged Antilepton plus Meson in Super-Kamiokande● 2010 Yoji Totsuka Prize / Takaaki Kajita Discovery of Atmospheric Neutrino Oscillation● 2011 Bruno Pontecorvo Prize / Yoichiro Suzuki Discovery of atmospheric and solar neutrino oscillations in the Super-Kamiokande experiment● 2011 Yoji Totsuka Prize / Masayuki Nakahata Study of the solar neutrino and its oscillations● 2011 Young Scientist Award of the Physical Society of Japan / Takashi Sako Study on the High-Energy Cosmic Ray Anisotropy with the Tibet Air-Shower Array● 2012 Yoji Totsuka Prize / Masataka Fukugita Pointing out a mechanism to generate cosmological baryon number violation originated by lepton● 2012 Japan Academy Prize / Takaaki Kajita Discovery of Atmospheric Neutrino Oscillations● 2012 MEXT Young Scientists’ Prize / Hiroko Miyahara Study for Solar activities and its effects● 2012 Young Scientist Award in Theoretical Particle Physics / Masahiro lbe Sweet Spot Supersymmetry● 2013 Extragalactic Tinsley Scholar Award / Masami Ouchi Extensive work on distant galaxies and cosmological events in the early universe● 2013 Yodh Prize / Motohiko Nagano Pioneering leadership in the experimental study of the highest cosmic rays
● 2013 Giuseppe and Vanna Cocconi Prize / Yoichiro Suzuki Outstanding contributions to the solution of the solar neutrino puzzle by measuring the flux of all neutrino flavors● 2013 Julius Wess Award / Takaaki Kajita Discovery of Atmospheric Neutrino Oscillations with the Super-KAMIOKANDE Experiment● 2014 Yukawa-Kimura Prize / Masahiro Kawasaki Supergravity and nucleosynthesis● 2014 MEXT Young Scientists’ Prize / Masami Ouchi Pioneering studies into the early universe through wide-field multi-wavelength observations● 2015 Yoji Totsuka Prize / Masato Shiozawa Observation of electron neutrino appearance in an accelerator muon neutrino beam

所在地

至 秋葉原
流山おおたかの森駅

豊四季

駅

至 上野

至 船橋

宇宙線研究所修士博士研究発表会所長賞●平成24年（2012） 関口 貴令●平成25年（2013） 博士部門 / 斎川 賢一
修士部門 / 三上諒●平成26年（2014） 博士部門 / 北嶋 直弥
修士部門 / 亀谷功●平成27年（2015） 博士部門 / 陳
タン
修士部門 / 佐々木健斗
ポスター / 山田 將樹

大型低温重力波検出器（LCGT）
用防振装置のモデリングとシミュレーション
アクシオン暗黒物質の熱化過程の解析
Crabパルサーからの巨大電波パルス：電波・硬X線同時観測による放射機構
カーバトン模型における原始ブラックホール形成及び重力波生成
大気ニュートリノの東西効果及び太陽活動が大気ニュートリノのフラックスに与える影響
重力波望遠鏡KAGRAのための低温懸架システムの研究
フェルミバブルにおける乱流加速と放射
Gravitational waves as a probe of supersymmetric scale

ICRR Graduate Student Workshop Best Presentation Awards● 2012● 2013

Takanori Sekiguchi Modeling and Simulation of Vibration Isolation System for Large-scale Cryogenic Gravitational-wave Telescope (LCGT)Doctor/Ken-ichi Saikawa Thermalization of axion dark matter
Master/Ryo Mikami Giant Radio Pulses from the Crab Pulsar: Study of Radiation Mechanism with Simultaneous radio and hard x-ray observations● 2014 Doctor/Naoya Kitajima Primordial blackhole formation and gravitational wave production in a curvaton model
Master/Isao Kametani East-West Effect of Atmospheric Neutrinos And Effect of Solar Activities On The Flux Of Atmospheric Neutrino● 2015 Doctor/Chen Dan Studies on the cryogenic suspension system for KAGRA
Master/Kento Sasaki Turbulent acceleration and radiation in Fermi bubble
Poster/Masaki Yamada Gravitational waves as a probe of supersymmetric scale

PB
46

47
PB