Institute for Cosmic Ray Research
The University of Tokyo

東京大学 宇宙線研究所

Institute for Cosmic Ray Research
University of Tokyo■柏キャンパス〒277-8582

千葉県柏市柏の葉5-1-5

TEL：04-7136-XXXX(ダイヤルイン)■Institute for Cosmic Ray Research, University of Tokyo,

5-1-5 Kashiwa-no-Ha, Kashiwa City,Chiba 277-8582, Japan
Phone: 81-471-36-3102 (Speak Japanese)

平成18年度（2006）

http://www.icrr.u-tokyo.ac.jp/

CONTENTS

目 次◆研究内容について
ご挨拶 ……………………………………………………………………2
Preface

研究概要…………………………………………………………………4,
What s Cosmic Ray?

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） ………6
Cosmic Neutrino Research Division (Super-Kamiokande Group)

高エネルギー宇宙線研究部門（カンガルーグループ） ………………8
High Energy Cosmic Ray Division (Cangaroo Group)

高エネルギー宇宙線研究部門（AGASA/TAグループ）……………10
High Energy Cosmic Ray Division (AGASA/TA Group)

高エネルギー宇宙線研究部門（チベットグループ） …………………12
High Energy Cosmic Ray Division (Tibet Group)

宇宙基礎物理研究部門（重力波グループ）……………………………14
Fundamental Astrophysics Research Division (Gravitational Wave Group)

宇宙基礎物理研究部門（SDSSグループ）……………………………16
Fundamental Astrophysics Research Division (SDSS Group)

宇宙基礎物理研究部門（理論グループ） ……………………………18
Fundamental Astrophysics Research Division (Theory Group)◆施設と所在地について
宇宙ニュートリノ観測情報融合センター（RCCN）……………………20
Research Center for Cosmic Neutrinos

Ashra …………………………………………………………………21
All-sky Survey High Resolution Air-shower detector

神岡宇宙素粒子研究施設………………………………………………22
Kamioka Observatory

乗鞍観測所………………………………………………………………23
Norikura Observatory

明野観測所………………………………………………………………24
Akeno Observatory

チャカルタヤ宇宙物理観測所 …………………………………………25
Chacaltaya Observatory of Cosmic Physics◆研究所について沿

革 ……………………………………………………………………26

年

表 ……………………………………………………………………28

History

Timeline

組織・運営 ………………………………………………………………30
Organization and Administration

教職員数・歴代代表者 …………………………………………………31
Number of Staffs and Directors So Far

経費・施

設 …………………………………………………………32

Research Budget・ Facilities

共同利用研究・教育／国際交流…………………………………………33
Joint-Use Research, Education/International Exchange

成果発表と受賞歴 ……………………………………………………34
Announcement of Achievements and Award History

柏キャンパス ……………………………………………………………37
Kashiwa Campus

これからの宇宙線研究を考える上での 2 つの大きな柱

東京大学宇宙線研究所長

鈴木 洋一郎波の直接観測から一般相対性理論の適変化してきた。素粒子物理学の革命

否などが明らかになるであろう。世界期とも言うべき時代に宇宙線研究は大各所に建設される重力波望遠鏡を使えきな役割を担っている。パイ中間子、ば、同時観測により精度のよい重力波

ミューオンが発見されたのも宇宙線研

放出が観測できる。たとえば、ブラッ

究からである。これらの発見が60年代

クホールの形成過程が時間を追って捕の陽子加速器による素粒子研究発展

らえることができる可能性がある。

のきっかけとなっている。宇宙線の研

ニュートリノの観測と同時にできれ究によるチャーム粒子の観測も新しいば、光では見ることができない宇宙の時代を予感させるものであった。スーダイナミクスが、目で見るように明ら

パーカミオカンデによるニュートリノ

かにされるであろう。

質量の発見は、再び、宇宙線が新しい

神岡の地下では、この重力波望遠鏡

地平を切り開き、加速器によるニューのプロトタイプの建設が進められていトリノの詳細研究へと現在発展しているが、その他にも、地下の特徴を生かる。宇宙線の研究は新しい発見をもたした共同利用研究が精力的に展開し始らし、そこから加速器等を使った新しめている。低放射線バックグラウンド

い分野が開けてきたのだ。

の特徴を生かした暗黒物質探索実験、一昨年、念願であった宇宙線望遠鏡

低振動の特徴を生かした地球物理観（ＴＡ）が予算措置され装置の建設が測、これらの研究からも将来、新たな始まった。ＡＧＡＳＡにより示唆され発見が期待される。

たＺＧＫカットオフを超える最高エネ

地上観測に優れた特徴を持つ海外のルギー宇宙線の存在は宇宙線の大きな観測拠点とこの地下環境を利用した実謎のひとつである。新しい粒子の存在

験は、宇宙線研究所の研究を考える上などがこの説明に関わってくる。ＴＡ

での2つの大きな柱である。

により確認されることになれば、まっ国立大学が法人化され一年余りにな

たく新しい物理が始まる可能性がある。この法人化により附置研と大学とる。チベットのヤンパーチンに展開さの繋がりがより強いものになった。悪れている空気シャワーアレイや、オー

くすると研究所としての独立性、特徴

ストラリアのウーメラの砂漠に設置さが失われてゆく可能性もある。また、れている高エネルギー宇宙ガンマー線

大型基礎研究に対する予算措置の仕体物理学を含む広い意味の宇宙線物理学

観測装置（カンガルー）などの海外観組みなどもまだ完全には見えないとこ

及び関連する研究を行う。宇宙粒子線を測拠点からも着実なデータが蓄積されろがある。しかし、この法人化の機会ている。

を、前向きに積極的に捕らえ、附置研

宇宙線研究所の目的
宇宙線研究所は、全国共同利用研究所として、非加速器素粒子物理学・素粒子天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

宇宙線の研究は時代とともに大きく

宇宙線研究所の次期プロジェクトの究所、全国共同利用研究所の特徴を大ひとつは、重力波望遠鏡である。重力きくアピールしてゆく必要があろう。

Welcome to the Institute for Cosmic Ray Research
The institute for Cosmic Ray Research hasoriginated from a small hut for cosmic rayobservation built on top of Mt. Norikura in1950 with the aid of the Asahi research fund.
In 1953, it became an Observatory attached to
the University of Tokyo. The Observatory was
the first inter-university organization in Japan.
In 1976, the Observatory and the Cosmic Ray
Research division of the Institute for Nuclear
Research has merged and become the Institutefor Cosmic Ray Research, the University ofTokyo.
The Institute now consists of 3 researchdivisions and 4 observatories and the total
number of scientific staff is 35, the size of
which is small among other institutions of the
University of Tokyo. However, the Institute isvery unique among them.
The main campus is located in Kashiwacity near Tokyo although the institute has
3 observatories abroad (Yangbajing in
China (4300m above see level), Woomera
in Australia, Utah in USA) in addition to
the three observatories in Japan-- Kamioka,
Norikura(2770m)and Akeno.
Kamioka has become very famous
because of neutrinos, but we have many
activities other than Kamioka. In order tostudy astroparticles, researchers first look
for a suitable place to study their subjects.
Underground laboratories are best to study
neutrinos and other particles which interact
with matter rarely. Most of the observatories
abroad are placed on the mountains with highaltitude or in deserts, the best to observe thelight produced in the interaction of particles
at the upper part of the earth’s atmosphere,
which can not be available in Japan. The
researchers explore a variety of places for theobservations and build and maintain detectors
in somewhat severe conditions.
The scientific researches conducted at theinstitute are mostly international. For example,
the number of collaborators involved in the
Super-K is about 130 and about half comesfrom abroad, mostly from USA. The small
village with 250 inhabitants, where our officebuilding located looks like an international
village. The official language of their meetingis in English. Even 1st year graduate students
become a good English speaker after one yearof their experiences.
It is important to cooperate with thelocal people in order to operate properly
the observatory abroad, and therefore thescientists must also be good diplomats.
The institute is an inter-university institution
and about 350 researchers from the Japanese
universities are cooperated the experiments
and the research activities being conducted at
the institutes. Therefore the scientific results
have not only come from the institutions,but also from the researchers belong toother organizations. Starting from April 1stof 2004, the Japanese Universities areincorporated, and the research-institutions
belong to the universities are emphasizedon the aspects as the university institutions.
We need to characterize both the aspects asinstitutions in the universities and the aspects
as inter-university institutions.
The purpose of the institution is to explore
the frontier of the particle physics and to study
the dynamic nature of the universe by meansof observation of the astro-particles. The key
words of the institution are 'underground' and'abroad'.
The Super-Kamiokande experimentconducted at the 1000m underground studies
the elementary particles and the universe,
especially on neutrinos. The discovery of theneutrino oscillation is one of the big events
for the past decades and this discovery has
demanded that the current theory of theelementary particles must be re-written. In
the Kamioka underground laboratory, otheractivities like a search for Dark Matter andresearch and development works for the future
gravitational wave detectors and so on are
also conducted.
The Cherenkov telescope situatedin Australia has discovered several
extraterrestrial sources which emit highenergy γ-rays. Those are supernova remnantsor active galactic nuclei. The Telescope Array(TA) being constructed in the desert of Utah
will be looking for the highest energy cosmic
rays beyond the theoretical limits. It is achallenge of the mystery and may bring a new
discovery.
In order to perform those elementary
sciences, we need a large research fund on
the contrary to the size of the institution.
Unfortunately it is difficult for us to obtain the
research money from industries. Therefore weneed strong supports from the University andthe government.
Director Yoichiro Suzuki

3

研究概要
What's Cosmic Ray?
What's Cosmic Ray?

宇宙線とは何か
宇宙線というのは、宇宙から地球に絶たが、今また、ハイテクを駆使した大型たることになり、物質や宇宙のなぞの解

えず降り注いでいる原子核や素粒子での観測装置による宇宙線の新たな観測

明が大きく進むことになります。

す。私たちの体をいつも膨大な数の宇に大きな期待が集まってきています。当宙線が突き抜けています。

研究所は世界で唯一の宇宙線専門の研

遠い銀河からもまた近傍からも、たくさんの宇宙線がやってきます。宇宙線
は地球に到達して大気中に飛び込み、酸素や窒素の原子核と核反応を起こし研究を続けています。

宇宙線の調べ方を「一次宇宙線」と呼び、大気に飛び込て様々です。一次宇宙線を調べるにはんで変化し新たに生まれた宇宙線を「二なるべく高いところまで行かなければな

次宇宙線」と呼びます。

りません。高山に登ったり気球を打ち上ノ、電子、ガンマ線、中性子が主要な成子やガンマ線やミューオンは、地表の広分です。このうち電子やガンマ線は大気い範囲にシャワー状に降り注ぎ、これを中で吸収されて減り、地中まで来るのは空気シャワーと呼びます。空気シャワー

ミューオンとニュートリノがほとんどでを調べるには空気のきれいな広い盆地す。

が適しています。ミューオンやニュート

宇宙線を調べるのは、そこに物質に

人工衛星

一
次
宇
宙
線

げたりして調べます。二次宇宙線の電重力波

二次宇宙線は、ミューオン、ニュートリ■宇宙線観測のさまざまな手段
ガンマ線

宇宙線の調べ方は、調べる対象によっ

ノ
トリ
ー
ニュ

ます。地球大気に飛び込む前の宇宙線

宇宙線を調べると何が分かるのか

4究所として、これらの期待に応えるべく

gravitationalwave

リノは、他の粒子に紛れ込んでしまって気球
30〜40km

なかなか調べられないため、それらの粒子が飛んでこない地下にもぐって調べます。

働く力の根源や宇宙の成り立ちについ当研究所の研究は、これらすべてにわての情報がたくさん隠されているからでたっています。

す。元文部大臣の有馬朗人先生は、当当研究所では宇宙からやってくる重研究 所の 神岡グループに次の言 葉を力波も研究対象に入れています。重力贈ってくださいました。
「宇宙線は天啓

波は、大質量を持った物体が運動するである」この言葉が宇宙線の本質を示

ときに起こる時空の歪みが光速の波としています。宇宙線とはまさに天からのなって宇宙を伝わっていくもので、アイ啓示であり、そこには物質の根源のミク

ンシュタインの予言の中で実証されていロの問題から宇宙のマクロの問題までないものの一つです。非常に小さな歪の情報が詰まっているのです。

みを見つけるため、感度を極限まで上げ

歴史的に見ても、そもそも素粒子物て重力波を測定します。従って、ゆれの理学そのものが宇宙線の観測から生まない静かなところで実験します。重力のれました。素粒子の研究はその後しば研究が加わることで、素粒子の研究のらくの間、加速器実験が中心となりまし中で一番遅れていた重力子にも光が当

高山
3〜5km

空気シャワー

地上
電磁シャワー地下
undergroundCosmic rays are nuclei and elementary
particles always falling very fast on theearth from the universe. Enormous numberof cosmic rays are always passing throughour bodies. Cosmic rays were discovered byVictor Hess, who is an Austrian physicist, in1912. He went up to the high altitude of 4000
meters by a balloon and found the ionization
rate of the atmosphere is raised at the higher
altitude by cosmic rays. After that, cosmic
rays have been studied extensively andprogressively, and mysteries in the Universe
and the Nature are being revealed.
Cosmic rays come from the neighborhoodof the Earth and also far galaxies. Galacticand extra galactic cosmic rays are considered
to be accelerated at dynamical astronomical
objects, such as supernova remnants, neutronstars, and active galactic nuclei. After farreaching long traveling, they plunge into
the atmosphere and bring about nuclear
interactions with nuclei of oxygen andnitrogen in the air. The extraterrestrial cosmic
rays which come from outside the earth areconventionally called primary cosmic rays,
and newly produced particles via the nuclear
interactions are called secondary cosmic
rays. The main components of the secondary
cosmic rays are muon, neutrino, electron,
gamma ray and neutron. While electrons andgamma rays are absorbed into the air, muonsand neutrinos can be observed even under the
ground.
Why we study cosmic rays is that a lot of
information, for instance on the origin offorce working between substances and on the
structure of universe, are hidden there. The
former Minister of Education, Akito Arima,gave the following word to the Kamiokagroup of this institute: ”The cosmic ray is aheavenly revelation.” This word shows theessence of the cosmic ray. The cosmic ray isexactly a sign sent from the heaven, in which
information on a wide range of problems fromthe micro-world connected with the root of
substance to the macro-world of the universe
is packed.
In the histories of the elementary particle
physics and astrophysics, studies of cosmic
rays have given significant impacts on them.
The elementary particle physics itself wasborn from the observation of cosmic rays.
Positron, which is antiparticle of electron,
muon and pion were discovered in thecosmic ray observation from 1930’s to 1940’

s. Cosmic rays provide natural experimental
facilities beyond the human-made ones thanks
to the huge flux and/or the high energy in thepast, and it is correct even at present in somecases. Discovery of neutrino oscillation, which
is beyond the standard model in the particle
physics, is fresh in our memory. Also, therecent gamma ray observations are revealing
dynamical aspects of the astrophysical objects,
such as supernova remnants and active
galactic nuclei. Furthermore, the origin ofcosmic ray and the highest energy of cosmic
rays are big mysteries in physics.
There are various ways to study cosmic rays
depending on the object to be investigated,just as we will go to high mountains or
caves or even into the sea to hear the voiceof the heaven. To investigate the primarycosmic rays directly, we have to go to ashigh altitude as possible by climbing highmountains, launching balloons, etc. When an
ultra-high energy primary cosmic ray enter
the atmosphere, electrons, gamma rays andmuons in the secondary particles fall on awide area of the surface like a shower. We
call such a phenomenon an air shower. To
investigate the air shower in a specified way,
we sometimes go to a wide basin with clean
air. As it is difficult to select neutrinos andhigh energy muons in the other backgroundcosmic rays, we go to the underground where
the background can not reach.
The gravitational wave possibly comingfrom the universe is included in the research
projects. The gravitational wave is the
distortion of space propagating in the universe
with the velocity of light, which is caused
when a massive object is put into motion.
This is one of the problems not verified yet
among the Einstein’s predictions. To find verysmall distortions of space, we maximize thedetector sensitivity. Therefore the experimentis done at a very calm place without trembles
and vibrations. By adding the study of thegravitational wave, the most uninvestigatedelementary particle, graviton, will be lighted
up, and the clarification of the mysteriesof substance and universe will be muchprogressed.
The researches in the Institute for the Cosmic
Ray Research cover all those species of
cosmic rays mentioned so far. This institute,as the unique institute in the world devoted
only to the cosmic ray, keeps researches to
respond to such hope.

ニュートリノ5

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

これらの実験により、ニュートリノのノの数は１秒間に１㎠当り６６０億個もの神岡鉱山の地下1,000ｍにあり、平成

性質をより詳細に探ることが可能になるの数になります。スーパーカミオカンデ

８年４月１日に実験を開始しました。研と期待されています。

は太陽ニュートリノを観測してきました

究の目的は、①太陽や大気中、加速器で生成されたニュートリノを調べるニュー

6

研究の現況

が、観測された強度は予測値の47％しかありませんでした。スーパーカミオカン

through neutrino oscillation in 1998.
Furthermore, the accurate measurementof the solar neutrino flux by neutrinoelectron scattering in SK discovered
oscillations of neutrinos produced in thecenter of the sun together with the SNO
experiment in Canada.
The first accelerator-based long baseline
neutrino oscillation experiment was
performed from 1999 to 2004. A
neutrino beam from an accelerator
250km away in KEK was aimed at
Super-Kamiokande.
After about 5 years of running, the K2K
experiment successfully completed andcomfirmed neutrino oscillations foundin the measurements of atmospheric
neutrinos.
On November 2001, SK lost half of its
PMTs by a severe accident.
After this accident, the detector
was partially reconstructed with thesurviving 5,200 PMTs and resumed its
operation in December 2002.
In October 2005, a full reconstruction of
the detector with 6,000 additional PMTs
was started and the experiment resumes(resumed?) its operation in July 2006.
With the fully-reconstructed detector,
the sensitivity of low energy neutrinos,such as solar and supernova
neutrinos, is recovered and the physics
potential is enhanced.
Also, a new accelerator-based long
baseline neutrino oscillation experimentcalled the T2K experiment, which
utilize a new accelerator facility in Tokai
village (J-PARC), is planned to start in2009.
This accelerator will provide a neutrino
beam 50 times more intense than theprevious K2K experiment. These newmeasurements of neutrinos will makeit possible to reveal hidden neutrino
properties.

トリノ物理学、②陽子崩壊の探索によ●大気ニュートリノ観測による

デは電子ニュートリノだけでなくミューる大統一理論の検証、③超新星爆発なニュートリノ質量の発見

ニュートリノ、タウニュートリノも測定でどから飛来するニュートリノを調べる

宇宙から飛んでくる宇宙線は大気ときます。平成13年にカナダのＳＮＯ実験

ニュートリノ宇宙物理学です。

反応し、ニュートリノを作ります。この大が電子ニュートリノの強度を測り、その●実験装置は純水50,000トンを満たし

気ニュートリノにはミューニュートリノ

結果とスーパーカミオカンデでの結果のた円筒形のタンクです（図1参照）。荷電成分と電子ニュートリノ成分があります

比較をすることによって、電子ニュート

粒子が水中を超高速で走るとき、チェレ

が、ミューニュートリノ成分は地球サイズ

リノがミューニュートリノ、タウニュート

ンコフ光という青白いかすかな光を発すの距離を飛ぶ間にタウニュートリノに変

リノに振動していることが分かりました

る現象を利用し、タンク内面にとりつけわってしまうことを平成10年に発見しま（図3参照）。

た直径50cmの光電子増倍管約11,0 0 0

した。上空で生まれて下向きに飛んでく●長基線ニュートリノ振動実験

本を用いてこの光をとらえます。平成13

るニュートリノは20〜30km飛行してスー

平成11年から16年まで茨城県つくば市

年11月に約半数の光電子増倍管が壊れ

パーカミオカンデに到達します。それにの高エネルギー加速器研究機構で作らてしまうという事故が起こりましたが、対して地球の反対側で生まれてスーパー

れたニュートリノを2 5 0km離れたスー

残った約5, 20 0本の光電子増倍管を用

カミオカンデに到来する上向きのニュー

パーカミオカンデで捕らえるという実験

いて平成14年に装置を復旧させました。

トリノは何千㎞も飛行してきます。図2をが行われました。加速器では主にミュー

その後、新たに増倍管約6 ,0 0 0本を製

見ると上向きのミューニュートリノの数

ニュートリノが作られます。予測された作し、装置を完全に復旧する工事が平が減ったように見えますが、これはタウ現象の数が158に対し観測された数は

成17年10月から行われました。こうしたニュートリノに変わってしまったからで112しかなく、ニュートリノ振動が確認さ復旧に際しては、事故の再発を防ぐたす。このようにニュートリノがその種類をれました（図4参照）。

め、光電子増倍管一本づつに衝撃波防変えてしまう現象を「ニュートリノ振動」●将来計画

止ケースをとりつけました。そして、平成と呼びます。ニュートリノ振動はニュート

ニュートリノ振動の更に詳しい研究を

18年7月からは元通りの性能となった検

リノが質量を持っている場合にのみ起こ行うために東海村に建設中の大強度陽出器を用いて更に精度を高めた実験をる現象であり、ニュートリノ振動の発見

子加速器（J−ＰＡＲＣ）でニュートリノを開始します。この完全復旧により、太陽はニュートリノが重さを持つことを示し

作り、スーパーカミオカンデで捕らえるとニュートリノの検出感度の向上が期待さました（図2参照）。

いう実験が準備されています。また神岡

れています。また、平成21年度には現在●太陽ニュートリノ観測とでは、宇宙の暗黒物質を捕らえる実験や

図 4 つくばー神岡間長基線ニュートリノ
振動実験（K2K 実験）
Fig4.Tsukuba-Kamioka long baseline
neutrino oscillation experiment（K2K）

建設中のJ-PARC加速器からのニュート

ニュートリノ振動

二重ベータ崩壊によってニュートリノのリノを観測するT2K実験の開始も予定さ

太陽中心部では核融合反応によって絶対質量を測定する実験の開発研究もれています。T2K実験では、K2K実験のエネルギーが 発生しています。その反50倍のニュートリノを生成することが可応の際に大量の電子ニュートリノが生

能となります。

まれ、地球に降り注ぐ太陽のニュートリ

図 1 スーパーカミオカンデの内部
Fig.1 Inside of the Super-Kamiokande
derector

上向き

下向き

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.

図 3 ニュートリノで見た太陽の軌跡
Fig3.Track of the Sun seen by neutrinos.

About
Super-Kamiokande

The purpose of Super-Kamiokande(SK)is to study elementary particle physics
and astrophycis through neutrino
detections and nucleon decay searches.
The Kamiokande experiment, which isthe predecessor of Super-Kamiokande,observed neutrinos from a supernova
in the Large Magellanic Cloud in 1987
and also established the observation ofsolar neutrinos by a water Cherenkov
detector. Those observations helped
create "neutrino astronomy" for which
Prof. Koshiba was awarded The Nobel
Prize in Physics in 2002.
SK is a 50,000-ton water Cherenkov
detector which is 30 times larger
than Kamiokande. The dimensionsof the detector are 40m in height and
40m in diameter. This detector isequipped with over 11,000 20-inch
photo multiplier tubes (PMTs) to detectvarious interactions in the detector.
The detector started its operation in
1996. SK observes huge amounts ofneutrinos produced in the sun (solar
neutrinos) and by cosmic rays in theatmosphere (atmospheric neutrinos).
Wi t h t h e l a r g e s t a t i s t i c s o f t h e
atmospheric neutrino events, SK has
observed a clear anisotropy in the zenith
angle distribution and established theexistence of neutrino masses and mixing

行われています。

7

高エネルギー宇宙線研究部門

カンガルーグループ
Cangaroo GroupCANGAROO

研究目的と装置●天体から飛来する超高エネルギー

基材の小型反射鏡を用い、望遠鏡の焦速が実際に起こっていることの証拠が11（200GeV=2×10 eV）領域のガンマ点面には427本の光電子増倍管を並べ見つかったことになります。さらに別線を観測し、宇宙線の正体を探ることた高速カメラ（図２）が取り付けられの超新星残骸RXJ0852.0-4622や、我々が研究の目的です。ガンマ線は最も波ており、高速エレクトロニクスを用いの銀河中心からのガンマ線の信号の発長の短い光で、可視光と異なり熱的にてチェレンコフ光のイメージをデジタ見なども報告しています。

は放射されず、高エネルギーまで加速

ル化して記録します。観測は、月明の●ステレオ観測によるガンマ線源のされた電子や陽子などの粒子と、周囲ない晴夜にガンマ線源候補天体を天球

空間構造の観測の物質や光子との反応で生成されま上の動きに合わせて追尾しながら、現2004年3月から行われている4台の望す。光は宇宙の磁場の影響を受けずに地に派遣された研究者が行います。

遠鏡によるステレオ観測からは、ほ座超直進するため、その到来方向を観測す
ることにより、源となる天体を特定す

8

研究の現況

新星残骸や超新星残骸RXJ0852.0-4622（図４）など、空間的に広がったガンることができます。ガンマ線の観測を●口径10mのチェレンコフ望遠鏡4台

マ線天体の様子がわかるようになってき通じて、高エネルギーの宇宙線はどこを用いて、超新星残骸、パルサーおよました。
そのほかにも、パルサー星雲なの天体でどのように加速されているのびパルサー星雲、活動銀河核、星生

どの銀河系内の高エネルギー天体や、活か、ということを解明しようとしてい成銀河など高エネルギーガンマ線を放動銀河核と呼ばれる銀河系外天体などのます。

出していると期待される天体の観測と観測を行っています。

●超高エネルギーガンマ線が大気中データの解析を日豪共同のチームで続で起こす粒子のシャワーから放射されけています。望遠鏡は約100m間隔でるチェレンコフ光という青白い微かな設置され、同じシャワーからのチェレ

光のフラッシュを反射鏡で集光し、望ンコフ光を同時に立体的に捉える「ス

遠鏡の主焦点に設置したカメラ（光電テレオ観測」法を用いることにより、子増倍管の配列）で捉えるのが大気

ガンマ線を高い精度で検出することがチェレンコフ望遠鏡です。この光は微できます。

弱なため、人工光の影響が少なく、晴●超新星残骸からの超高エネルギー

天率の高いオーストラリアの砂漠地帯

ガンマ線の発見

ウーメラを観測地に選びました。平

最初の10m望遠鏡の観測から、西暦

成4年から稼動してきた3.8m口径望遠

393年に爆発したRXJ1713.7-3946と呼鏡に引き続き、平成11年にはその隣でばれる超新星残骸から超高エネルギー

口径7mの望遠鏡で観測を開始しましガンマ線が放出されていることが明らた。平成12年にこの望遠鏡は口径10m

かにされました（図３）。超新星残骸に拡張されました。さらに装置は増設の起こす衝撃波で粒子が高エネルギー

され、平成16年からは４台の望遠鏡がに加速され、ガンマ線を放出している

稼動を始め、ガンマ線をより低いエネと考えられます。超新星残骸は宇宙線

ルギーまで精度よくとらえることが可の起源候補として古くから注目されて能になりました（図１）。反射鏡にはきた天体ですが、ガンマ線の検出によ新たに開発した繊維強化プラスチック

り、このような高エネルギー粒子の加図２ チェレンコフ光のイメージを捉える
光電子増倍管カメラ。
Fig.2 The imaging Cherenkov camera consistingof 427 photomultiplier tube subtends a field ofview of about 4 degrees.

Very high energy gamma-rays at TeV
energies are searched for in the southern
sky by the CANGAROO(Collaboration
between Australia and Nippon (Japan)
for a GAmma Ray Observatory in
the Outback) Collaboration as aninternational collaboration consisting ofJapanese and Australian institutions.
Gamma-rays, which are photons withthe shortest wavelengths, should be
produced in birth places of cosmic
rays, where particles are accelerated tohigh energies, via interactions of highenergy particles with ambient matter andfields. They come straight from theirproduction site without
deviation by magnetic fields in space,
and thus point back to celestial objects
which are the origins of cosmic rays,
one of the long-standing problems in
high-energy astrophysics.
Ve r y - h i g h - e n e r g y g a m m a - r a y sbombarding the earth atmospheredevelop showers of particles.
Charged particles in those showers
emit photons called Cherenkov light in
the forward direction. An atmospheric
Cherenkov telescope catches this flashof photons by an ultra-fast camera aftercollecting them with a large reflector.
Signals from the camera are digitized by
fast electronics circuits and gamma-ray
events are extracted after sophisticatedanalysis.
We started observations with a 3.8m
imaging Cherenkov telescope in 1992,
called CANGAROO-1, in a desert
area near Woomera, South Australia.
Then we built a new telescope, called

CANGAROO-Ⅱ, with a 7-rn diameterreflector in 1999, which was expanded
to have a 10-m reflector, in 2000.
Now we have an array of four 10-rn
Cherenkov telescopes, called
CANGAROO-Ⅲ, which was completed
in March 2004 (Fig.1), and it has beenin operation on moonless, clear nights.
At the prime focus of each reflector isequipped with a Cherenkov imaging
camera consisting of an array of 427
photomultipliers (Fig.2) to catch imagesof Cherenkov light to discriminate
gamma-ray showers against backgroundshowers generated by charged cosmic
rays. With its stereoscopic imaging
capability of Cherenkov light, we are
exploring the high energy universe via
gamma-ryas with excellent sensitivities
and resolutions.
We have observed various active objects
in the southern sky, such as supernova
remnants, pulsars
and their nebulae, and active galactic
nuclei, and discovered several TeVgamma-ray emitters. Examples of ourresults on two supernova remnants areshown in Fig.3 and Fig.4, where gammaray detection significance map on thecelestial sphere is shown in color scales.
X-ray emission data by the Japanese
ASCA satellite is also overplotted bycontours. The most significant detection
points almost coincide the X-ray
maximum positions. These observations
tell us hints on the origin of high-energy
particles accelerated in supernova
remnants.

図１ オーストラリア・ウーメラのカンガルー望
遠鏡。４台の口径 10m 望遠鏡からなる。
Fig. 1 The CANGAROO-III array of four l0m telescopesin Woomera, South Australia. Each telescope has areflector consisting of 114 fiber-reinforced-plastic
based mirrors on a paraboloidal frame.

※ CANGAROO（カンガルー）とは Collaborationof Australia and Nippon (Japan) for a GAmma
Ray Observatory in the Outback を省略した造語
で、ガンマ線天体物理学のための国際協力実験です。天体からの超高エネルギーガンマ線を、南半
球オーストラリアの砂漠の町・ウーメラの近郊に設置した大気チェレンコフ望遠鏡を用いて観測し、天体における高エネルギー現象の研究を行っ
ています。

図3

超新星残骸 RXJ1713.7-3946 からのガンマ図４

超新星残骸 RXJ0852.0-4622 からのガ線信号の有意度マップ。

ンマ線信号の空間分布。

Fig.3 Significance map of TeV gamma-ray signal fromthe supernova remnant RXJ1713.7-3946 obtained
from observations with the first 10m telescope.

Fig.4 Signal map of TeV gamma-ray emission from thesupernova remnant RXJ0852.0-4622 obtained fromobservations with the CANGAROO-III stereoscopic system.

9高エネルギー宇宙線研究部門

AGASA/TAグループ
Akeno Giant Air Shower Array/Telescope ArrayAGASA/TA

研究目的と装置● 宇 宙から地球に突 入した高エネル

で、発生源の天体が分かると思われま●地表アレイの外縁には、大口径の広ギーの宇 宙 線は、 大気中の原子核とした。 しかし、 その 飛 来方向には高視野望遠鏡を 3 ヶ所に設置し、空気シャ衝突して多数の 2 次粒子を生み、それいエネルギーの発生源になるような特ワー中の粒子が放出する微かな蛍光をがさらに衝突をくり返して、最後には別に強力な天体は見つかりません。し撮影します（図 5）。地表での粒子数の1000 億個もの粒子のシャワーになってかも最 近の観 測で、 飛 来方向に点状

測定に、望遠鏡による大気中での空気

地 上に降り注ぎます。AGASA と TAに集中した所があるのが分かってきま

シャワー発達の観測が加わるので、情の研究目的は、この空気シャワーを観測した（ 図 2）。 これらの 観 測 結果 が 正

報量が格段に増え、測定の精度や信頼して、それを作り出した極高エネルギー

しいとすると、 宇 宙の 何処 かに 我 々度が高まります。さらに、シャワーを発

宇宙線の起源を解明することにありまの 想像を超えた極 高エネルギーの天生した元の宇宙線の粒子種（陽子や原す。

体 現 象 があるのか、 あるいは今まで

子核、ガンマ線やニュートリノなど）の● AGASA は、荷電粒子が通過するとの理論 では説明のつかない未知の現区別も可能になります。TA は平成 18

光を発する特殊プラスチックを用いた検象 が 起きているのか、 そのど ちらか

年から一部の装置で観測を始め、極高出器（シンチレータ）111 台を、地表一であると思 われます。 これら 極 高 エ

エネルギー宇宙線の起源に迫ります。

面に 1km 間隔の網目状に並べたもので

ネルギー宇宙線の起源が解明できれば、す。全ての検出器を高速光ファイバー網

宇宙の始まりであるビッグバンや高エネ（総延長 140km）でつないでデータをルギーを発生する天体についての理解取得します。山梨県北杜市明野町近郊が大きく進むことは間違いありません。

の高原に設置したもので、空気シャワーの検出に有効な地表面積は 100㎢です。

10

図 1 AGASA で測定された宇宙線のエネルギー分布。青い破線が理論の予測を表わす。
Fig.1 AGASA energy spectrum. The blue dashed curve represents the spectrum
expected for extragalactic sources distributed uniformly in the Universe.

研究の現況● AGASA が発見したのは、10 20 電子●この極高エネルギー宇宙線の謎を解

ボルトを超える極高エネルギーの宇宙明するために新たな観測装置 Telescope

線の存在です。これは人類が科学技術

Array（TA） の建 設 が 始まりました。

の粋を集めて建設した巨大粒子加速器

TA は AGASA の 10 倍 規 模の地表 粒が作り出すエネルギーの 1 億倍です。宇子検出器アレイと大気蛍光望遠鏡から

宙にはビッグバン名残のマイクロ波光子

なり、
米国ユタ州の砂漠地帯（ソルトレーが満ちていますが、これほどエネルギー

ク市南方 200km、標高 1,300 ｍ）に日の高くなった宇宙線は、地球まで飛ん

米共同で建設します（図 3）。

でくる途中でこの光子と衝突してエネル●地表粒子検出器としては約600台のシギーを失ってしまいます。それで 10 電

ンチレータを網目状に並べます。観測

子ボルト以上の宇宙線は観測できない

データは無線LANネットワークを使ってと考えられてきましたが、AGASA は取得します。シャワー粒子の正確な到来

13 年間にわたる観測で、そのような極時刻は、全地球測位システム（GPS）で高エネルギー宇宙線 11 例を検出しまし

測定し、装置の運転に必要な電力は太た（図 1）。

陽電池で供給します。大規模で強力な●これほど高いエネルギーなら銀河系観測装置ですが、同時に自然環境に負内の磁場にも曲げられずに直進するの荷をかけない自立型検出器です（図 4）。

20

The AGASA is a large scale air shower arrayinstalled in the vicinity of Akeno Observatory
located in central Japan, 130 km west of Tokyo.
It consists of 111 plastic scintillation counters
distributed over the area of 100 km2 with anaverage spacing of 1km. All the counters areinterconnected by a network of optical fibers
for a precise timing and a fast data collection to
the distant observatory. The AGASA detected
11 cosmic ray events with energies exceeding
1020eV in its 13 years of operation.

図 4 TA の地表粒子検出器。約 600 台を 1.2km
間隔の碁盤目状に並べ、700 平方 km の地表をカバーする。
Fig. 4 One of TA ground array detectors deployed in
the field.

図2

4 × 1010 電子ボルトを超える宇宙線の飛来方向分布。水色の円は 2個、紫の円は 3 個集中しているところ。AGASA による測定。
Fig.2 Arrival directions of cosmic rays with energies above 4 ¥times 10^19
eV. Red squares represent cosmic rays with energy of > 1020 eV. Light blue andpurple circles indicate 2 and 3 events clustering within 2.5°.

The propagation of ultra-high energy cosmic
rays is limited in the space as they are expected
to react with the cosmic micro-wave backgroundand lose their energy. Arrival directions of some
AGASA events are clustered in space and they
seem pointing back to a narrow region of the sky.
We searched for large and powerful astronomical
objects, such as a radio-emitting galaxy andcolliding galaxies, in the arrival direction ofthese cosmic rays but none were identified in
the vicinity of our galaxy. The origin of AGASA
events is difficult to pin down.
The work of AGASA is now succeeded bya new experiment, Telescope Array (TA) in
Utah, USA. It is composed of a ground array of
576 scintillation counters and 3 stations of air
fluorescence telescopes overlooking the arrayfrom the periphery. An accuracy of the energy
measurement by the ground array will be much
improved by the observation of the same event by
the telescope at the same time. Adding the arrayand the telescope data together, the sensitivity ofTA will be more than 10 times larger than that of
AGASA. Simultaneous observations by the arrayand the telescope improve the resolving powerof the arrival direction and the association ofthese cosmic rays with the potential astronomicalsources can be made with more confidence.
The construction of TA is proceeding in Utah, USA
by the collaboration of Japanese and American
physicists. The observation is expected to begin
in April, 2007. We look forward to confirming the
AGASA discoveries and identifying an enigmaticorigin of ultra-high energy cosmic rays in near
future.

図 5 TA の大気蛍光観測用望遠鏡（口径 3.3m、視野角 18 度）。光電子増倍管によるカメラを持ち、空気シャワーからの紫外発光を高速・高感度で撮影する。
Fig. 5 TA air fluorescence telescopes.

図 3 TA の全体配置図。小さい数字は地表検出器の位置を、青い四角は大気蛍光望遠鏡のステーションを示す。カバーする全体地表面積は 760㎢で、琵琶湖の面積を超える。
Fig. 3 Detector arrangement of TA.The locations of 576 counters are indicated bysmall numbers. The location of 3 telescope stations are marked square boxes.

11高エネルギー宇宙線研究部門

チベットグループ
The Tibet AS-gamma Collaboration
Tibet AS γ

研究目的と装置●中国チベット自治区の羊八井高原（ヤンパーチン、標高4,300ｍ）に中国と共同で空 気シャワー観測装置を建設し、高エネルギー宇宙線の観測を行っています。研究の目的は、①高エネルギー研究の現況●カニ星雲からの数
TeV ガンマ線の検出

いてもっと解明できるようになります。
●太陽活動と銀河宇宙線による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、銀河宇宙線による空気シャワー観測装置で、カニ星雲か

太陽と月の影を鮮明に捉えることができ

ルギー一次宇宙線の組成とエネルギー

らのTeV領域のガンマ線を検出しまします。図 5はこの装置で観測された「太スペクトルの計測、③高エネルギー宇宙た（図 3）。空気シャワー装置による高陽の影」の年変化です。平成 3 〜 4 年

線による太陽惑星間磁場構造の研究、エネルギーガンマ線 の検 出は 世界では太陽の活動期で、静穏期（平成8〜9年）④太陽フレア中性子の観測、等です。

初めてです。また、平成 9年春から活と比べるとその影が太陽方向から大きく●主装置として、面積0.5㎡のプラスチッ

発にフレアを起こした活 動 銀 河 系 核

ずれているのが分かります。現在このよクシンチレータを7.5ｍ間隔でほぼ碁盤

Markarian501、 及 び 平成12〜13年 にうな観測ができるのは、世界で本装置

目状に並べた 37,000㎡の空気シャワー

活発なフレアを起こした Markarian421

のみです。この実験により、今まで観測観測装置を用いています。荷電粒子がからも TeV 以上のガンマ線を検出しま方法がなかった太陽活動と太陽惑星間

プラスチックシンチレータを通過するとした。空気シャワー装置は、天候等のの磁場構造についても貴重なデータがきに発する光を光電子増倍管で検出し、気象条件に左右されず大きな視野で天得られるものと期待されています。

その時間と発光量をデータとして収集し空を常時監視できるため、高エネルギーます。約 3TeV の空 気シャワー現 象もガンマ線を放射する活動天体を観測す

検出できますが、このように低いエネル

るのに大変適しています。

ギーの空気シャワーを検出できるのは、●Knee領域（3×1014eV〜2×1016eV）の

図2

太陽フレア中性子観測装置

Fig.2 Solar neutron telescope.

図3

カニ星雲の方向から来る
3TeV ガンマ線の頻度分布

Fig.3 3TeV gamma-ray intensity map
around the Crab nebula.

空気シャワー装置により、Knee領域の積が 80㎡の鉛とプラスチックシンチレー

一次宇宙線のエネルギースペクトルをタ製のバースト検出器とが設置されてい大変良い精度で観測しました（図 4）。

ます。この装置を空気シャワー装置と連Knee領域は、超新星爆発の衝撃波によ動させることにより、「Knee 領域」と呼る粒子加速の限界や、銀河からの宇宙

16

ばれる10 〜10 eVの領域の一次宇宙線線の漏れだしの問題を解く重要な鍵を中の陽子成分が観測できます。

握っている領域です。今までのデータと●この他に、面積 9㎡、厚さ40cm のプ比べると、2×10 15 eV近辺からスペクト

ラスチックシンチレータと比例計数管でルの傾斜が緩やかになっているのが分できた太陽フレア中性子観測装置がありかります。一方空気シャワー装置とそのます。平成12年頃を中心に太陽活動が中心に置かれたエマルションチェンバー最大になりましたが、この時発生する太との連動実験からは、宇宙線組成に関

陽フレアに伴う高エネルギー中性子を観するデータが得られていますが、この測し、フレアでのイオン加速について研データにスペクトルのデータを加えると、究します。宇宙線加速の謎を解く貴重

Knee 領域の宇宙線の加速や起源につTibet-Ⅲ , 36900m 2 in area, consists of 789
scintillation counters which are placed at a
lattice with 7.5 m spacing. Each counter has aplate of plastic scintillator, 0.5m2 in area 3 cm
in thickness, equipped with a 2-inch-in-diameterphotomultiplier tube. The detection thresholdenergy is approximately a few TeV. The angularresolution 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.
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4Knee 領域の一次線エネルギー
スペクトル

Fig.4 Primary cosmicray energy
spectrum in the“knee”region.

図5

太陽の影の年変化

Fig.5 Yearly variation of the Sun`sshadows.

一次宇宙線のエネルギースペクトルの観測●空気シャワー装置の中心部には、面

15

Our research subjects are: Search for highenergy gamma-ray (a few TeV) celestial point
sources; Measurement of energy spectrum andcomposition of very high-energy primary cosmic
rays; Study of 3-dimensional global structure in
the solar and interplanetary magnetic fields bymeans of high-energy galactic cosmic rays.

「太陽の影」の変動

宇宙ガンマ線点源の探索、②超高エネ

世界で本装置だけです（図 1）。

12なヒントが得られるはずです（図 2）。

The Tibet air array(Tibet-Ⅲ) is located at
Yangbajing (4300m a.s.l.),Tibet in Chaina.

We made a precise measurement of the energy
spectrum of primary cosmic rays in the “knee”(1015-1016 eV) region. The chemical compositionin the “knee” region is a crucial key to clarify
the mechanism how cosmic rays are generated,accelerated and propagate to the Earth.
As 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.

図 1 中国チベット自治区の羊八井高原（標高 4,300 ｍ）に設置された空気シャワー
観測装置
Fig.1 Tibet- Ⅲ air shower array in Yangbajing（4,300m above ser level）

13

宇宙基礎物理研究部門

重力波グループ
Gravitational Wave Group
研究目的と装置

GRAVITY

研究の現況●アインシュタインの一般相対性理論に●私たちは国立天文台などと共同で完

基盤に光路も充分な 3 ｋｍを計画しておよれば、質量を持つ物体の周囲の空間成した 光路300m の 干 渉 計（TAMA）

り、7 億光年 ( 超銀河団 ) まで見ることは歪んでおり、物体が運動するとそのを用いた実験を行っています。これまでができます。LCGT には 3 つの大きな歪みが光速の波となって伝わります。こ

9 回の観測を行い、通算で3000時間を特徴があります。

れが重力波です。重力波の検出は大き超えるデータを蓄積しました。

①出力の極めて強いレーザー光を用いな意味を持っています。例えば、超新●私たちは意欲的で画期的な次期計画

る。

星爆発やブラックホール形成などの強い

LCGT の試験研究も行っています。重

②熱雑音を下げるために、極低温鏡を

重力場での一般相対性理論の検証は、

力波は天地がひっくり返る程の天変地用いる。

唯一重力波によってのみ可能です。ま異が発するものでないと観測できず、遠③雑音排除のために、地下 1,000m にた、可視光、電磁波、ニュートリノと広くまで見渡せる能力が鍵となります。光

設置する。

がってきた天体観測の手段に新たに重路 300 ｍ の TAMA が 見て い る の は

私たちは LCGT の予備研究として、力波が加われば、
今まで観測不能であっ300 万光年（我々の銀河の少し先）ま神岡地下で20ｍプロトタイプの実験を行た星や宇宙の情報が得られる可能性がで、光 路が3ｋｍ〜4ｋｍある海 外 の大い、柏で小型低温レーザー干渉計の実出てきます。しかし、重力波は検出が型干渉計は 7 千万光年（銀河団）まで験を行ってきました。さらにテストを進きわめて難しく、間接的にしか見つかっ

観測できます。一方 LCGT は、TAMA

めるために、神岡地下に100ｍ低温レーていません。私たちの最終研究目標は、で獲得した世界最高の雑音除去技術を

ザー干渉計（CLIO）を設置しました。

図 2 LCGT の感度曲線（赤線）と、TAMA（緑線）、
CLIO（青線）の実現感度。
（緑の点線は TAMA の極限感度）
Fig.2. The achieved sensitivities compared with the target one of LCGT. The
vertical axis represents square root of displacement noise power density(thestrain is divided by its baseline length). The bright green curve is the noise
spectrum of TAMA (at the time of data-taking run in 2004). The blue curve showsthat of the 20m prototype interferometer placed underground at Kamioka. The
dotted green curve represents TAMA design and the lowest red one is the target
of LCGT. The sensitivity at low frequencies is improved by newly developed
seismic attenuation system (SAS). The sensitivity at higher frequencies is attainedby higher power laser. The mid-frequency region is improved by cryogenic mirror
system. The sensitivity of LCGT is limited by fluctuating photon pressure noise at
low frequencies and by photon shot noise at higher frequencies.

重力波を直接検出することです。
●重力波は、質量を持つ二つの物体間の距離が重力波によって変化することを利用して検出します。その変化は、地球太陽間の距離が水素原子一個分変わる位、小さいものです。測定にはレーザー
光による干渉計を用います。光を直交する 2 本の光路に分け、鏡で折り返してまた重ねることによって、小さな変化を見つけます。感度を上げる根本条件
は干渉計の光路を長くすることですが、図 3 建設中の 100m 低温レーザー干渉計（CLIO）
手前の真空タンクに光を分ける鏡が入れられ、一方に延びる真空パイプとその先の真空タンクが見える。地球物理の研究のために地殻計が併設されている。

雑音を極力取り除くことも大切です。

The gravitational wave group conducts R&D
experiments of the Large-scale Cryogenic
Gravitational wave Telescope (LCGT) project
for the detection of gravitational wave predicted
by Einstein. No body has succeeded to detect
the wave form in real time, so far. Its detection
becomes one of tests to prove Einstein's theory of
relativity. The gravitational wave telescope will
be used in future as a tool for observing dynamic
behavior of compact stars such as neutron stars,
black holes and so on.
The gravitational wave causes a relativechange (strain) between displaced two points inproportion to their distance. Even if we take 3km
baseline length, the effect is so tiny that extensive
R&D is needed to detect it. We have developed
a 20m prototype Fabry-Perot interferometer,
a 100m delay-line interferometer, and a 300m
TAMA interferometer in collaboration withresearchers of other research organizations inJapan.
Figure 2 shows the achieved sensitivities
compared with the target one of LCGT. LCGT is
designed to detect at the quantum limit the strainof the order of h 〜 10-22 in terms of the metricperturbations at the frequency around 140Hz.
This would enable the detection of coalescencing
binary neutron stars1.4solar wass to 257Mpc at
its optimum configuration, for which one expects
2.8 events a year on average. To satisfy theobjective, LCGT consists of two set of powerrecycled Fabry-Perot Michelson interferometerswith resonant-sideband extraction scheme,
the main mirrors of which are cooled down tocryogenic temperature, 20K for reducing thermal
noise and they are located in a quiet site ofunderground in Kamioka mine.
We are now developing a 100m cryogenic
interferometer, CLIO underground at Kamioka
for practical test of the cryogenic mirror, which isone of key technologies of LCGT (in Figure 3).
For the detail, references can be found in http://
www.icrr.u-tokyo.ac.jp/gr/gr.html.

Fig. 3. A 100m cryogenic interferometer prototype, CLIO, is built undergroundat Kamioka. Adjustments of optics and cryogenics are on-going. The picture ofviewing an end chamber of cryostat housing a sapphire cryogenic mirror was
taken by a fish-eye lens camera.

図1

LCGT の完成予想図

Fig.1 Schematic view of LCGT planed underground at Kamioka.

14

15

宇宙基礎物理研究部門

SDSS グループ
The Sloan Digital Sky Survey
研究目的と装置

SDSS

研究の現況

● SDSS（スーロンデジタルスカイサー● 1998年5月のファーストライト、1999て、暗黒エネルギーと「冷たい」暗黒物ベイ）グループは米国・日本・ドイツの年の観測装置の調整を経て、2000 年秋

質の存在を確証しました。また、赤方大学・研究所で構成する国際協力研究より本サーベイを開始した観測は 2005

偏移が 5 を超える QSO を多数発見し、で、史上最大規模の宇宙地図を作るこ

年 6 月に終了しました。 約 9700 平方

宇宙初期のガスの電離状態がある赤方とを目指しています。装置は、米国アリ度の画像データと約 114 万天体の分光偏移で大きく変化していることを見出し

ゾナ州に設置した口径2.5m の広視野専データが得られています。

ました。その他、重力レンズや近傍銀用望遠鏡（写真左端）、同時に 5 色の天● SDSS の三次元宇宙地図は銀河の分河の精度の高い研究も進んでいます。

体画像を撮る合計 1.4 億画素のモザイク

布の精密な測定を可能にし、それによっ

The Sloan Digital Sky Survey（SDSS）is a project
undertaking a photometric survey of a half of thenorthern sky and follow-up spectroscopic surveyof about one million galaxies and hundredthousand quasars, and producing a catalogue anddetailed database of those objects. The catalogue
and the database far exceed the preexisting ones
in both size and accuracy, giving potential forthe renovation in many aspects in astrophysicalsciences.

CCD カメラ、そして約 600 本の光ファ
イバーを用いた分光器です。装置すべてが世界最高のサーベイ性能を誇ります。天体画像からは天体の位置と明るさが、色分布画像からは物理情報が、分

図2

SDSS が観測した z ＜ 0.15 の銀河分布

Fig.2 Galaxy distribution in the equatrial slice of sky to
500h-1Mpc（"wedge diagram"）in the SDSS main galaxy sample.

光観測からは天体の赤方偏移（距離に相当）と詳細な物理情報が得られます。
● SDSSは100万 個 の 銀 河と10万 個 のクェーサー（QSO）のデータ取得を目指します。画像のみの銀河は 1 億個にThe staff members of the ICRR/SDSS groupwere engaged in the construction of theobservatory and the instruments for 1992-1999
together with American colleagues, and haveprivilege of the advanced use of the data fromthe SDSS observations which are now in aroutine mode. The scientific objectives of the
ICRR/SDSS group are cosmology and related
astrophysical phenomena, with prime emphasis
on understanding evolution of the Universeand galaxies; a keyword would be “quantitative
cosmology”.
The studies obviously make much use of the
SDSS data base (which has turned out to beinexhaustible), but also use other resources,
occasionally by conducting observations at theSubaru Telescope when needed.
A part of our work using SDSS is being carriedout in collaboration with American and German
SDSS team members.

および、今までに人類が観測した数の1000倍になります。データ量のみでな
く精度も均一で最高のものを目指しており、これまで曖昧であった天体の明るさも物理的な側面から再定義し、小型の専用望遠鏡で常に基準星との較正を行っています。これらの緻密な作業が天文学に量と質との両面で画期的な情報革命をもたらします。
● SDSS のデータは、その膨大で均一

図 3 SDSS を始めとする複数の観測手法による宇宙の物質のゆらぎを表わすスペクトル。
「冷たい」暗黒物質に基づく理論
予想（赤線）との良い一致を示している。

な銀河データが宇宙の大規模構造の精
密な決定を可能にし、宇宙進化の理解に画期的な進歩をもたらしました。さらに近傍銀河の詳細な分類と進化、銀河

図1

アパッチポイント観測所（米国ニューメキシコ州）

Fig.3 The power spectrum of galaxy clustering scaled to thepresent epoch（SDDD galaxies）plotted with four other independentmeasures. These measurements agree with the theoretical prediction（red line）based on cold dark matter.

Fig.1. Apache Point observatory（NM.USA）

団の構造と進化などの研究に大きな前進をもたらすと期待されます。

16

17

宇宙基礎物理研究部門

理論グループ
Theory Group
Theory研究の現況●理論グループでは、様々な角度から●素粒子の標準理論を超える新しい物

新たなパラダイムであるインフレーション

素 粒子と宇 宙に関する理 論 的 研究を

理法則を研究する上で、今日宇宙初期と宇宙をはじめ宇宙における物質の起源行っています。

天体 研究は欠かせないものとなっていや暗黒物質・エネルギーの正体などに関●素粒子の研究では素粒子間に働く力ます。我々の宇宙は今から約140億年前する研究を行い、誕生から現在に至るが問題となります。この力には、電磁気にビッグバンの大爆発で誕生したと考え

宇宙の進化を素粒子物理の観点から統力、弱い力、強い力、重力の4つのあるこられています。その誕生直後の宇宙は地一的に理解することを目指しています。

とが分かっていましたが、このうち電磁球上ではとうてい再現されないような高

気力と弱い力とは同じ力だと判明し統一

温高密度状態にあり、様々な素粒子がされました。この模型は素粒子の標準

光速で飛び回っており、標準理論を超模型と呼ばれ、現在まで高い精度で実えた世界が実現されていました。理論グ

験的に検証されています。その一方で、ループでは、大統一理論や超対称性理

この模型は、量子論的な不安定性を持論の物理的帰結を宇宙論に応用するこ

つため、何らかの変更が必要であると考とによって、誕生間もない宇宙で起きる

えられています。また、いくつかの実験

様々な素粒子現象を研究し、宇宙論の結果もこの変更の必要性を示唆しています。その一つニュートリノ振動を予言するニュートリノの質量であり、もう一つ

Theory group is studying various theoreticalaspects in elementary particle physics andcosmology.
In Nature, four forces between the elementary
particles exist, those are electromagnetic,
weak, strong and gravitational. Nowadays theunified theory, in which the electromagnetic
and weak interactions have a common origin, isconfirmed with high precision by many dedicatedexperiments. Furthermore, the grand unified
theory, which unifies the electromagnetic, weak
and strong interactions, is proposed. This theory
predicts proton instability, along with a finite
neutrino mass in most models. Theory groupis studying theoretical aspects for phenomena
predicted in the grand unified theory, such as
proton decay and neutrino oscillation.

図２ 暗黒物質の候補であるニュートラリーノの銀河中心での対消滅過程から生じるラインガンマ線の地球での流量。横軸はニュートラリーノの質量を表す。
Fig.2 Line gamma-ray flux from neutralino dark matter annihilation in the Galactic center.
The horizontal axis is for the neutralino mass.

It is conceivable the Nature has higher
symmetries at high energy scale, and existence
and interaction of elementary particles may besubject to these symmetries. Supersymmetry is
one of the most promising symmetries in thisrespect. Supersymmetric models are one of themost important subjects for Theory group.
The universe was created by a Big Bang fourteenbillion years ago. Immediately after its creation,
the universe is considered to be extremely hot
and dense, and various elementary particles,
even those difficult to produce by present-day
accelerators, have been present at this early
epoch. The four forces were almost indiscernible
and higher symmetries should have emerged atthat time. Theory group is attempting to checkthe elementary particle physics and/or cosmology
by studying effects from interactions of theelementary particles that have taken place at theearly universe.

は強い力を含む3つの力を統一する大統
一理論の予言で、3つの相互作用の強さが高いエネルギーで一致することです。
理論グループでは標準模型を超える理論の構築の研究、及びその加速器、非加速器両実験によるその検証をどのようにすればいいのかを研究しています。中でも、今日多くの研究者に注目されているのが超対称性と呼ばれる時空の概念を変える高い対称性をもつ模型で、この研究は理論グループの重要なテーマになっています。

図１ 長寿命グラビティーノを予言する超重力理論における、宇宙の元素合成から期待されるインフレーション後の再加熱温度の上限。横軸はグラビティーノの質量およびそこから期待される寿命を表す。
Fig.1 Upperbounds from the Big Bang Nucleosynthesis on the reheating temperature
after inflation in supergravity theories , which predict long-lived gravitino. The
horizontal axis is for the gravitino mass（and the lifetime）
.

18

19

RCCN
Research Center for Cosmic Neutrinos
RCCN●宇宙ニュートリノ観測情報融合セン３０名で、活発な議論が行われました。 Research Center for Cosmic Neutrinos
was established in April 1999. The
ターは、大きな成果をあげているニュー
また、ニュートリノに関する一般講演会
main objective of this center is to study
neutrinos based on data from various
トリノとそれに関連する研究を進めるこを毎年開催していますが、平成１７年度
observations and experiments. In orderとを目的として、平成 11 年に設立されまは 5月15日㈰に開催され、おおよそ 200
to promote the studies of neutrino
physics, it is important to provide theした。本センターのメンバーは全員スー
人の参加者を得て好評のうちに終了しま
occasion for discussion on theoreticalideas and experimental results on
パーカミオカンデ実験に参加してニューした。また、海外からの客員研究者１
neutrino physics. Therefore, one of the
トリノ研究を進めるとともに、スーパー
名を受け入れ、本センターの研究者と共
most important practical jobs of thiscenter is the organization of neutrino
カミオカンデのニュートリノデータからにニュートリノ研究を推進しました。
related meetings. In FY2005, we had
ニュートリノに関する知見を最大限にあ●本センターは、平成１６年度より、柏
two domestic neutrino workshops.
In each meeting, about 30 physicists
げられるように、従来より一層理論と実地下で行われている一次線共同利用研
participated.
Members of this center are involved
験の交流をはかるなどして、ニュートリ
究の受け入れ窓口をつとめ、平成１７年
in Super-Kamiokande, K2K and T2K
ノ研究の新たな道を探ってします。また ,度は７件の共同利用を受け入れました。 experiments, carrying out researches inneutrino physics. Atmospheric neutrino
スーパーカミオカンデのニュートリノデー
また、それ以外に研究会等の共同利用
data from Super-Kamiokande give
タを最大限に生かすため、大気ニュー３件を受け入れました。
one of the most precise information
on neutrino oscillations. With the
トリノのフラックスの研究や、ニュートリ●宇宙ニュートリノセンターでは、本研increased data, it is more important tohave better prediction of the neutrino
ノ相互作用の研究なども行っています。 究所計算機委員会と共に、宇宙線研究
flux. Therefore, in addition to the data
更に、次期長基線ニュートリノ振動実所の共同利用計算機の運用をしていま
analysis of the above experiments,
we work on the prediction of the験Ｔ２Ｋに参加し、次世代のニュートリ
す。平成１７年度は、計 算機は順調な
atmospheric neutrino flux. In order
ノ研究を推進して行きます。
運用が行われましたが、ディスク容量がto predict the flux accurately, it isimportant to know the details of the data
●平成１７年度は、国内の実 験と理論
不足してきたため、平成１７年度末にディon the measurements of primary andsecondary cosmic ray fluxes. For thisの研究者の情報交換などをはかること
スクを増強しました。新たなディスクはreason, we have a close collaboration
を目的に「宇宙ニュートリノ研究会」
を２
平成１８年度から本格的に共同利用研with researchers working in the cosmic
ray flux measurements.
回開催しました。２回とも参加者は約究に活用される予定です。
It is important that the general public
knows the achievements of the present
science. Because of this reason, we havea public lecture every year. In FY2005,
the public lecture was held on May 15(Sun.) at Kashiwa. About 200 audiences
heard the lectures.
Since 2004, RCCN has been acting asa body to accept the inter-university
program related to activities in the
low-background underground lab. in
Kashiwa. We accepted 10 programs
including 7 programs related to the lowbackground lab. In addition, this center,
together with the computer committeeof ICRR, is in charge of the operation of
the central computer system in ICRR.
The computer system was operated very
successfully in FY2005.
平成１７年５月１５日に柏市で開催された一般講演会。
Photo: Public lecture in Kashiwa on May 15, 2005.

20

Ashra
All-sky Survey High Resolution Air-shower detector
Ashra

Very high-energy cosmic rays, such as
gamma rays, nucleon, and neutrinos,
子・ニュートリノなどの超高エネルギーた。これにより、宇宙線の種類や方向
traveling the universe, finally reach
宇宙線は、大気と反応し空気シャワー現が精度よく決定できるようになりました。 the Earth. Then they interact with theatmosphere and leave a stamp called
象を飛跡として残します。Ashra（All-sky
テスト観測で星を撮影し、Ashra 光学“air-shower”. Ashra (All-sky Survey
High Resolution Air-shower detector)
Survey High Resolution Air-shower
系が広い視野全体で高精度を有するこ
is an experiment, obtaining fine imagesof the “air-shower” over the wholedetector）は、星から直接来る光や電磁とが確かめられました。また、入ってきsky, as well as observing starlight
波だけでなく、この空気シャワーからのた光が宇宙線のものかどうかを判断して
directly. Examining unknown objects or
発光を、全天で高精度に観測する実験から撮影する「インテリジェントトリガー」 phenomena through UV light, gamma
rays, and ultra high energy neutrinos
です。Ashra は、
新開発の望遠鏡を使い、 システムを開発し、空気シャワーだけをwith newly developed detectors, wewish to create a new region of science;
今まで誰も見たことのない天体や宇宙を効率よく撮影できるようにしました。この
ultra high energy particle astronomy.
We have improved optical system of
紫外線、ガンマ線、そして超高エネルギーシステムのために 2 種類のセンサーを新
detector, and come to obtain air-shower
ニュートリノを通して「見る」ことで、超たに製作しました。
image more closely over ultra wide filedof view (42 deg. in diameter). The most高エネルギー素粒子天文学という新たなAshra の観測地は、ハワイ島のマウナ
important study was development of
学問の創生を目指しています。
ロア山です。現在、望遠鏡や格納庫を
UV image intensifier, mounted on focal
surface. Now we can determine well the
Ashra 実験では望遠鏡の光学系の改
観測地に次々と輸送し、建設・設置・運
species and direction of cosmic rays.
The high performance of our optics was
良に成功し、直径42度という広い視野で、 転の開始を進めているところです。平成already confirmed by test observation.
空気シャワーの形をより詳細に撮影でき
18 年度には、試験運用から本観測へのWe also developed “intelligent trigger
system”, which gets air-shower images
るようにしました。この改良には、焦点移行を予定しており、観測結果が期待さ
efficiently after judgment of whether
面に置かれる直径500mmのUVイメージれます。
incident light is made by cosmic rays.
We have made two new sensors for thetrigger system.
Now we are building detectors at Mauna
Loa on the Hawaii Big Island. We will
start normal observation in this year.
Observation results are coming soon.
宇宙から地球に届いたガンマ線・核インテンシファイアの開発が不可欠でし

図 1 イメージ図 :Ashra 望遠鏡ステーション予想図
Fig.1

Artist's image of the Ashra station.

図2

Ashra 望遠鏡

Fig.2

Ashra telescope unit.

図 3 星の画像 : 試験観測での取得画像例。おうし座が収まる超広視野であると同時に、「すばる」に集中した星を分解できている。
Fig.3 Image of a star field obtained by test
observations.

21

神岡宇宙素粒子研究施設
Kamioka Observatory

乗鞍観測所
Norikura Observatory
夏季の観測所
Norikura Observatory in summer

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 年にはつくば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においてもニュートリノ振動を発見しました。同じ坑内には 100m レー
ザー干渉計による重力波及び地球物理の研究、低バックグランド検出器による暗黒物質探索の研究も進められています。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・FAX：TEL：0578-5-2116 FAX：0578-5-2121
地理的位置：北緯 36 度 25 分 26 秒、東経 137 度 19 分 11 秒
海
抜：350 ｍ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/㎤

交通● JR高山本線猪谷駅→神岡鉄道
（10分）
→茂住駅
茂住駅→徒歩（5分）●富山空港→バス（30分）→富山駅
富山駅→JR高山線
（50分）
→猪谷駅
猪谷駅→神岡鉄道（10分）→茂住駅
茂住駅→徒歩（5分）

杉山トンネル

To Inotani (About 5 km)
Sugiyama
Tunneli
谷 idan
茂住zum
Mo

00

00

川
高原

Takahara
River

0

至神岡
（約10km）

1km

To Kamioka (about 10 km)

22●JR中央本線松本駅→松本電鉄
（30分）
→新島々駅
新島々駅→松本電鉄バス（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）

至富山
To Fuji

Gifu Prefecture

高山
Takayama

国道158号
Route 158
乗鞍スカイライン
Norikura Skyline

乗鞍観測所
Norikura Observatory
至名古屋
To Nagoya

乗鞍岳
Mt. Norikura

至糸魚川
To Itoigawa

至長野
To Nagano

NaganoPrefecture
Ohito Line

Shinonoi Line

松本IC
安房峠
Matsumoto Exit
Abou Pass
新島々
Shinshimashima
松本電鉄
Matsumoto Dentetsu
塩尻松本
Matsumoto

鈴蘭観測所
Chuo Line

岡谷
Okaya
岡谷IC

至名古屋

Chuo Expressway

Research Contents

Cosmic ray research in Mt. Norikura started
with an 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 forcosmic-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 wasformally established as the first Japanese
joint-use research institute for universities.
In 1976, the observatory was reborn as theInstitute for Cosmic Ray Research (ICRR),
and the Norikura observatory became one offacilities of ICRR.
The observatory has been hosting cuttingedge cosmic ray researches, including thestudy 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, and observation of solar neutrons. In
addition, recent activities include researches
related to the Earth environments. For
examples, aerosols are observed in theunpolluted high mountain to study theirtransport mechanisms and their effect toair pollution and cloud generation, and thegreen-house effect and acid rain are studied
by surveying alpine vegetation. Moreover, theobservatory is used for prototype experiments
to search for very-high-energy gammarays from the sky, and performance testsof cosmic-ray telescopes, utilizing its highaltitude and night-sky darkness. Thus the
Norikura observatory is working as a multipurpose laboratory used by researchers invarious fields with its unique features.

Location

Address: Iwaitani, Nyukawa-mura, Takayama-shi,
Gifu Prefecture 506-2100 JapanTe l / F a x : + 8 1 - 9 0 - 7 7 2 1 - 5 6 7 4Te l :+81-90-7408-6224
Geographic Location: 36°6’ N, 137°33’ E
Altitude: 2,770 m (average atmospheric pressure:
720 hPa)
Equipment: 3 power generators (AC 70 kVA)
Suzuran Lodge: 4306-6 Azumi-mura,
Minamiazumi-gun, Nagano Prefecture390-1513 Japan Tel: +81-263-93-2211 Fax:
+81-263-93-2213

Access

諏訪
Suwa

線
本
央
中

神
岡
鉄
道

Nishi-Urushiyama
Kamioka
Railway

通

道
速
高
央
中

西漆山

交

中
央
本
線

跡津川

Atotsu River

Access

住所：〒506-2100 岐阜県高山市丹生川町乗鞍岳
電話・FAX：TEL/FAX（共通）：090-7721-5674 TEL：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70KVA3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

井線
篠のMt. Ikeno

水槽 Water Tank

Shin-Inotani
Dam

研究棟

池ノ山

所在地

線
大糸

00

1360

11

10

Aka

00

12

赤谷 tani

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、
乗鞍観測所はその附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。

長野県

0

0

41
te
ou 号
41

研究内容

岐阜県

施設付近の高原川と池ノ山
Takahara River and Mt. Ikeno in
the vicinity of facilities◦ Inotani Sta. of JR Takayama Line→ Kamioka Railway (10 min.) →Mozumi Sta. → Walk (5 min.)◦ Toyama Airport → Bus (30 min.)→ Toyama Sta. → JR Takayama Line
(50 min.) → Inotani Sta. → Kamioka
Railway (10 min.) → Mozumi Sta. →Walk (5 min.)

13

0
0

8

R道
国

新猪谷ダム

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

坑道

MozumiLaboratory
Building

Location

9

0

600
500
0

700

30

40

茂住

Kamioka Observatory is located in
Kamioka Mine, Gifu prefecture,Japan.
The observatory was established in 1995
in order to operate Super-Kamiokande,
a 50,000 ton water Cherenkov detector
located 1000m underground (2700
m.w.e.) in the Kamioka Mine.
Super-Kamiokande discovered
evidence for neutrino oscillations
using atmospheric neutrinos in 1998.
Also, solar neutrino measurements
established neutrino oscillations in 2001
by comparing results from the SNO
experiment in Canada. In 2002, neutrino
oscillations were confirmed using
artificial neutrinos produced by a proton
accelerator at KEK.
There are also 100m long laserinterferometers in Kamioka Mine which
are aiming to study gravitational waves
and geophysics.
Using the low background environmentin Kamioka Mine, dark matter searchexperiments are also being prepared. Oneof the experiments is called XMASS
which is described in the section of
Neutrino and Astroparticle Division.
There are research offices, a computer
facility and a dormitory for researchers
located near the observatory for the easy
access to the detectors in the mine.
Address: 456 Higashi-Mozumi,
Kamioka-cho, Hida-shi, Gifu
Prefecture 506-1205 JapanTe l : + 8 1 - 5 7 8 - 5 - 2 11 6
Fax:
+81-578-5-2121
Geographic Location: 36°25’ 26” N,
137°19’ 11” E
Altitude: 350 m
Equipment: 50,000-ton water Cerenkov
detector “Super Kamiokande”
Location of installed equipment: 1,000m underground from the summit of Mt.
Ikeno (altitude: 1,368 m; depth: 2,700m w. e.); Main rock: gneiss; Specificgravity: 2.69 g/㎤

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

至猪谷（約5km）

Research Contents

自家発電機
Power generator

至甲府
To Kofu◦ 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 terminalat the summit of Mt. Norikura → Walk (25min.) (Bus service: Jul. to early Oct.)23

明野観測所Akeno Observatory
研究内容
明野観測所は、10 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の研究や、宇宙における極高エネルギー宇宙線の発生起源の研究を行っています。また、これに関連する装置開発や試験観測の共同利用研究を支援しています。主要装置の AGASA は、平成 2 年以来 13 年間世界最大の空気シャワー観測装置として運用を行ってきましたが、後継の大規模装置 Telescope Array（TA）に観測を引き継ぐべく、平成 16 年 1 月に運用を停止しました。現在、観測所の諸設備は、TA の装置建設と調整、試作検出器の開発と試験観測のために使われています。AGASA は、TA の一部に組み込んで運用を続けるため、米国ユタ州に移設します。
20

所在地
住
所：〒407-0201 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
高：900m（平均気圧910hPa）

交通●JR中央本線韮崎駅→タクシー
（25分）
高根町
須
玉

東大宇宙線研究所
明野観測所

町

Akeno Observatory, ICRR

Sutama-cho

フラワーセンター

ふるさと
太陽館

Flower Center

Furusato Taiyo-kan

農村公園 Nouson Park

明野総合支所

明野町

Akeno town oﬃce

Akeno-machi

明野保育所

Akeno Nursery School

国
道
号

道
20

At the Akeno Observatory, extremely
high energy air showers whose energy
levels exceed 10 20eV are observed,
and development of air showers
and the origin of extremely highenergy cosmic rays are studied. In
addition, this observatory supports
development of equipments related tothese studies and test observation ofinter-university joint-use researches.
Its main equipment, ''AGASA ,'' hadbeen in operation as the world’s largest
air shower detector for 13 years
since 1990, but its operation was
terminated in January 2004 , to handover observation to the larger scale
successor, ''Telescope Array（TA）.''
At present, the facilities at Akeno
Observatory are used for construction
and arrangement of TA, developmentof prototype detectors, and pilot
observation. ''AGASA'' will be
relocated to Utah, U.S.A., to continue
its operation as a part of TA.

線

Access

韮崎市

米ボリビア国立サンアンドレス大学物理

ンマ線の探索やエネルギースペクトルの学研究所の附属施設で、ラパス市郊外

測定が行われています。後者は超高エ30km のチャカルタ山（南緯 16 °21’、

ネルギーにおける粒子の多重発生現象

西経 68°08’、標高 5300 m）頂上付の研究としてスタートし、30 年間継続さ近に位置する世界最高高度の宇宙線観

れ、「センタウロ」と呼ばれる珍しい事

測所として、昭和 37 年以来、日本・ボ例を発見しました。その後はエマルショ

リビア共同空気シャワー実験と、日本・ンチェンバーと空気シャワー装置の連動

ブラジル共同エマルションチェンバー実

実験として発展し、空気シャワーの構造験が行われてきました。前者の空気シャの研究や一次宇宙線の組成の研究が行ワー観測装置は更新されながら運転をわれています。

Chacaltaya Observatory of Cosmic
Physics is 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 (Bolivian Air Shower Joint
Experiment), aims to investigate theorigin of primary cosmic rays around theknee region (~ 1015 eV) by measuring
the energy spectrum and searching forcosmic gamma-rays. The emulsion
chamber experiment with Brazil has
been continued for 30 years and aimed
at studying particle interaction at very
high energies, including a report of rare
events called ‘Centauro’.

冬のチャカルタヤ宇宙物理観測所
Chacaltaya Observatory in winter.

チャカルタヤ宇宙物理観測所の検出器群

線

Nirasaki-machi

続け、立地を生かした高エネルギーガ

Address: 5259 Asao, Akeno-machi,
Kitakoma-gun, Yamanashi Prefecture
407-0201 Japan
Tel: +81-551-25-2301
Fax: +81-551-25-2303
Geographic Location: 35°47’ N, 138°
30’ E
Altitude: 900m (average atmosphericpressure: 910 hPa)

Route 141

Route 20 号

チャカルタヤ宇宙物理観測所は、南Chacaltaya

Location◦ Nirasaki Sta. of JR Chuo Line →Taxi (25min.)141

国

Research Contents

チャカルタヤ宇宙物理観測所
Chacaltaya Observatory of Cosmic Physics

Detector complex of the observatory.

なみだの
森

Namida-no-Mori

双
葉

町

中
央 Chuo
自 Expressway
動車道

Futaba-cho
52
号

Route 52

観測所（中央右下）と AGASA がある領域
Area of Akeno Observatory (bottom right)
and AGASA

24

25

沿 革
History

26

東京大学宇宙線研究所は宇宙線の観と富士山のエマルション・チェンバー

ノに質量があると発表しました。

測と研究とを様々な角度から行っていができ、昭和56年にはエマルション・

平成11年度から、ニュートリノの質る研究所です。前身は、昭和25年に朝チェンバーによる日中共同研究が始ま

量をさらに詳しく調べるために、高エ日学術奨励金によって建てられた乗鞍りました。昭和58年には共同実験としネルギー加速器研究機構からスーパー

岳の朝日小屋です。これが昭和28年にて神岡の陽子崩壊実験が始まり、一次

カミオカンデに向けて人工ニュートリ

東京大学宇宙線観測所となりました。

宇宙線研究施設もできました。

ノを発射して調べる実験も始まりまし

この観測所は我が国初の全国共同利

昭和60年代になると大きな実験結果た。宇宙ニュートリノの観測情報を融用研究機関でした。昭和32年にはIGYが出始め、実験設備の拡充もさらに行合して新たなニュートリノ研究の道を（国際地球観測年）の世界規模の観測

われるようになりました。昭和62年に開くための、宇宙ニュートリノ観測情に参加し、早くも国際的活動が始まりは神岡で、世界で初めて超新星からの報融合センターも出発しました。さらました。この年に空気シャワーの観

ニュートリノを捕らえました。同じに、オーストラリアの超高エネルギー測を始め、昭和33年にはエマルション

年に明野では、100km2広域シャワー

ガンマ線観測を大幅に充実させるため

チェンバーによる観測を始めました。

観測装置の建設が始まりました。昭

の科学研究費COE拠点研究も認めら

その後しばらくの間、これらの観測装

和63年には神岡で太陽ニュートリノ欠れました。

置による地道な観測が続けられまし

損を観測し、平成元年には乗鞍で太陽

平成16年4月1日には、東京大学の法た。

フレアーに伴う宇宙中性子線の大幅な人化を機に研究部を改編し、3研究部

昭和47年になると、新たにミュート増大を観測しました。平成2年に明野門からなる研究体制となりました。

ロン（電磁石スペクトロメータ）の建の広域シャワー観測装置が完成し、平設が始まり、実験設備が整ってきまし

成3年にスーパーカミオカンデの建設た。昭和48年には、学術振興会の事業が始まりました。平成4年には共同実であった2つの国際研究が研究所の事

験のオーストラリアで、南半球では世業として吸収されました。一つはイン界で初めて超高エネルギーガンマ線を

ド・コラー金鉱の深地下実験で、もう観測しました。同じ年に、研究所に新

一つはボリビヤ・チャカルタヤ山の高たに重力波の観測グループが加わりま山実験です。昭和50年にはミュートロ

した。平成5年には、チベットでエアンが完成し、続いて明野観測所の建設

シャワーガンマ線実験装置の建設が始も始まりました。

まりました。平成6年には明野で、理

昭和51年に、東京大学宇宙線観測所

論上あり得ないと思われていた最高エは東京大学宇宙線研究所となりましネルギーの大シャワーを観測し、神岡た。ここには、昭和31年から同じようでは、大気ニュートリノの異常を観測な研究をしていた東京大学原子核研しました。平成7年には神岡が第三の究所宇宙線部の3部門が吸収され、全附属施設として新たに出発し、神岡宇部で6部門1施設の研究所として再出発

宙素粒子研究施設となりました。平成しました。昭和52年には明野観測所が8年にはスーパーカミオカンデが完成

正式に第二の附属施設となり、昭和54

して本格観測が始まり、平成10年には

年には明野の1km2空気シャワー装置

2年間の観測結果として、ニュートリ

The Institute for Cosmic Ray Research (ICRR)
is an institute conducting the observation andstudy of cosmic rays from various aspects.
Its predecessor is a lodge for research, called
Asahi Hut, built on Mt. Norikura based on
the Asahi Academic Grant. In 1953, it wastransformed into the Cosmic Ray Observatoryof The University of Tokyo. This observatory
was Japan’s first research facility fornationwide joint use. In 1957, it participatedin worldwide observation of the InternationalG e o p h y s i c a l Ye a r ( I G Y ) , p i o n e e r i n ginternational activities. In the same year, itembarked on the observation of air showers,
and in 1958, it started using the emulsion
chamber for the observation. Since then, theobservatory has continued steady observation
with these instruments.
In 1972, the construction of Mutron(electromagnetic spectrometer) wascommenced, improving the facilities forexperiment. In 1973, two international projectsof the Japan Society for the Promotion of
Science were incorporated into the researchof this institute. One project was the deep
underground experiment at Kolar Gold Minein India, and the other was the high altitude
experiment on Mt. Chacaltaya in Bolivia. In
1975, the Mutron was completed, and thenthe construction of Akeno Observatory wasstarted.
In 1976, the Cosmic Ray Observatory was
reorganized into the Institute for Cosmic
Ray Research (ICRR). ICRR absorbed
the 3 sections of the Cosmic Ray Divisionof the Institute for Nuclear Study, The
University of Tokyo, which had conductedsimilar researches since 1956, and started
its researches over again as an institutecomposed of 6 divisions and 1 facility. In
1977, the Akeno Observatory was formallyrecognized as the second attached facility. In
1979, the 1km2 air shower detector, which
was installed in the Akeno Observatory, andan emulsion chamber, which was placed on
Mt. Fuji, were developed. In 1981, JapanChina joint research was initiated using theemulsion chamber. In 1983, the proton decay
experiment was started as a joint experimentin Kamioka, and the construction of the
facilities for studying primary cosmic rays
was finished.
From 1985, ICRR increasingly produced

significant experimental results, and further
improved its experimental equipment. In
1987, the Kamioka Observatory succeededin trapping neutrinos from a supernova
for the first time in the world. In the same
year, the construction of the 100km 2 wide
area air shower detector was commenced
at the Akeno Observatory. In 1988, theKamioka Observatory observed the deficitof solar neutrinos, and in 1989, the Norikura
Observatory observed a considerable increasein cosmic neutrons in the wake of solar flare.
In 1990, the construction of the wide area air
shower detector at the Akeno Observatory
was finished. In 1991, the construction of
the Super-Kamiokande was started. In 1992,
a collaborative research team in Australia
observed ultra high energy gamma rays forthe first time in the southern hemisphere.
In the same year, a new team for observing
gravitational waves joined ICRR. In 1993,
the construction of the air shower gamma
ray detector was started in Tibet. In 1994, theAkeno Observatory observed a big shower
whose energy level was beyond the theoreticallimit, and the Kamioka Observatory detected
an anomaly in atmospheric neutrinos. In
1995, the Kamioka Observatory restarted its
researches as the third attached facility. In
1996, the Super-Kamiokande was completed,
and initiated full-scale observation. In 1998,
the Super-Kamiokande team reported, as
the finding of a two-year observation, that aneutrino has mass.
In 1999, in order to further study the massof a neutrino, ICRR started the experimentof detecting artificial neutrinos that emitted
from the High Energy Accelerator Research
Organization at the Super-Kamiokande. The
Research Center for Cosmic Neutrinos was
also established for collecting informationon the observation of cosmic neutrinos
and paving the way for new neutrino
research. Moreover, ICRR was granted theScientific Research Fund for COE (Center of
Excellence), used for significantly improving
the ultra high energy gamma ray observationin Australia.
On April 1, 2004, The University of Tokyo
became an independent administrative
entity, and the ICRR’s research divisions
were reformed to establish a research systemcomposed of 3 research divisions.

27

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

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 199128

平成 4 年

1992

平成 5 年
平成 6 年

19931994

平成 7 年

1995

平成 8 年
平成 9 年
平成 10 年

1996
1997
1998

平成 11 年

1999

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

朝日学術奨励金によって乗鞍岳に朝日の小屋（木造 15 坪）が建つ
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 )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成する（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）
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 拠点形成プログラムにより ｢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 28 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）

1950 Asahi Hut（wooden structure; about 50 sq. meters）was constructed on Mt. Norikura based on the Asahi Academic Grant.
1953 Asahi Hut was incorporated into the Cosmic Ray Observatory, The University of Tokyo（Aug. 1）.
1955 The main building and research facilities of the Norikura Observatory were constructed (the opening ceremony was held on Aug. 29）.
1956 〈The Cosmic Ray Division（composed of Air Shower Section and Emulsion Section）was inaugurated at the Institute for Nuclear Study, The
University of Tokyo’〉
1957 The emulsion chambers at the Norikura Observatory started observation.
1958 〈Air shower observation started at the Institute for Nuclear Study, The University of Tokyo〉
1959 〈The Emulsion Section of the Institute for Nuclear Study, The University of Tokyo developed a large-size balloon.〉1960 〈International projects of the Japan Society for the Promotion of Science started（researches with India, Brazil, and Bolivia）.〉
1966 〈The balloon project of the Emulsion Section of the Institute for Nuclear Study, The University of Tokyo was transferred to the Institute ofSpace and Aeronautical Science.〉
1968 〈Observation with emulsion chambers started at Mt. Fuji by the Emulsion Section of the Institute for Nuclear Study, The University of Tokyo.〉1972 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.〉
1973 The ultra-high-energy weak-interaction division was newly established.
The international projects of the Japan Society for the Promotion of Science（researches with India, Brazil, and Bolivia）were incorporated.
1974 A full-time chief administrator was appointed.
1975 ``Mutron’’was completed.
The construction of the Akeno Observatory was started.
The ultra-high-energy strong-interaction division was newly established.
1976 In the wake of the amendment of the National School Establishment Law, the observatory was reorganized into the Institute for Cosmic Ray
Research（ICRR）（May 25）; the ultra-high-energy strong-interaction division was divided into the first and second divisions, and threedivisions（muon measurement, meson physics, and cosmic ray science）were transferred to ICRR from the Institute for Nuclear Study, The
University of Tokyo. Thus ICRR started with 6 divisions and 1 observatory.
1977 The Akeno Observatory was established as one of facilities（Apr. 18）.
1978 The Akeno Observatory held the opening ceremony（Oct. 6）.
1979 The 1 km2 air shower detector was completed at the Akeno Observatory.
The special facility for the emulsion chamber on Mt. Fuji was constructed.
The 16th International Cosmic Ray Conference was held in Kyoto（Aug.）.
1981 Japan-China joint research on emulsion chamber observations started.
1982 The cosmic ray measurement division（guest researchers）was newly established.
1983 The nucleon decay experiment was started in the Kamioka Mine as a collaborative research project.
The facility to study primary cosmic rays, whose main equipment is a mass spectrometer, was installed.
1986 The first committee for future projects was organized.
1987 The team of the Kamioka underground experiment observed a neutrino burst from a supernova for the first time in history.
The construction of the 100 km2 wide-area air shower detector,“AGASA”, was started at the Akeno Observatory.
The first committee for future projects submitted a report.
1988 The team of the Kamioka underground experiment observed the deficit of solar neutrinos.
1989 A significant increase of cosmic ray intensity coincident with a solar flare was observed at the Norikura Observatory.
1990 The 100 km2 wide-area air shower detector“AGASA”was completed at the Akeno Observatory.
1991 The construction of the Super-Kamiokande was commenced.
The second committee for future projects was organized.
1992 The neutrino astrophysics division was newly established, and the cosmic ray detection division（guest researchers）was abolished.
The gravitational wave team joined the muon measurement division of ICRR.
The Cangaroo Project was started in Australia.
The Cangaroo team observed TeV gamma rays from PSR1706-44.
1993 The construction of the air shower gamma ray detector was started in Tibet.
1994 A computer center was established at the Kamioka Observatory（Jan.）.
The digging of a hole for installing the Super-Kamiokande was finished（Jun.）.
An enormous air shower with energy of 2 × 1020 eV was observed at the Akeno Observatory.
An external evaluation of ICRR was conducted.
The anomalous dependence of atmospheric neutrinos against zenith angles were observed at the Kamioka Observatory.
1995 The neutrino astrophysics division was abolished, and the Kamioka Observatory for Cosmic Elementary Particle Research was newly
established（Apr. 1）.
The ceremony for celebrating the completion of the Super-Kamiokande was held（Nov.）.
1996 The Super-Kamiokande started full-scale observations（Apr. 1）.
1997 The air shower gamma ray detector was completed in Tibet.
1998 The discovery of a neutrino mass was officially announced by the Super-Kamiokande collaboration（Jun. 5）.
The construction of the Kashiwa Campus was commenced（Nov.）.
1999 The Research Center for Cosmic Neutrinos was newly established（Apr. 1）.
The Cangaroo-2 telescope started operation in Australia.
The preparation for the Cangaroo-3 Project was started in Australia.
``The research center for ultra high energy gamma rays”was set up as the center-of-excellence development program of grant-in-aid inscientific research.
2000 ICRR moved to the new Kashiwa Campus（Feb.-Mar.）.
2001 An accident occurred at the Super-Kamiokande, destroying more than half of the photomultipliers（Nov.）.
2002 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.）.
2003 The construction of the Telescope Array was commenced.
Four telescopes for the Cangaroo-3 Project were completed.
Japanese national universities became independent administrative agencies（Apr. 1）.
2004 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（Apr. 1）.

29

組織・運営
Organization and Administration
研

究部

Research Divisions

宇宙ニュートリノ研究部門

Neutrino and Astroparticle Division

協

議

会

Board of Councillors

教

授

高エネルギー宇宙線研究部門

会

High Energy Cosmic Ray Division

Faculty Council

宇宙基礎物理研究部門

Astrophysics and Gravity Division

所長

研 究 施 設Director

Research Facilities

乗鞍観測所

共同利用運営委員会
副所

長

Norikura Observatory

Advisory Committee

明野観測所

Vice-Director

Akeno Observatory

神岡宇宙素粒子研究施設
Kamioka Observatory

共同利用実施専門委員会

ニュートリノ宇宙物理学分野

User’s Committee

Neutrino Astrophysics Section

大統一理論検証分野

Testing Grand Unified Theory Section

観測部

Observation Section

宇宙ニュートリノ観測情報融合センター

Research Center for Cosmic Neutrinos

事

務

部

Administration division（柏地区合同事務に移行）

研究所の運営

Relocated to Kashiwa Joint administration office●協議会：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。委員は以下から選びます。
①研究所の教授・助教授の内で総長が命じた者、②東大理学系研究科長、東大理事（教育研究担当）、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内から総長が命じ委託した者。
●教授会：総長に次期所長を推薦したり教員人事を決めたり、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・助教授で構成されます。
●共同利用運営委員会：共同利用施設の運営について、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（内外ほぼ同数）で構成されます。
●共同利用実施専門委員会：共同利用研究を円滑に進めるための審議をし、共同利用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。

30

Administration of ICRR

Board of Councillors:
This is a board for discussing thejoint use of ICRR, and is summoned
to meet the director ’s request for
advice. This board is composed of thedirector and about 14 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 and the Directorof the Executive Office, The Universityof Tokyo, (3) the Director of NationalA s t r o n o m i c a l O b s e r v a t o r y, t h e
Director of the Institute of Particle andNuclear Studies of the High Energy
Accelerator Research Organization,and the Director of the Yukawa
Institute for Theoretical Physics,Kyoto
University and (4) those who haveacademic careers inside and outside theuniversity 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 recommendation of an incoming
director to the Chancellor of
The University of Tokyo and theappointment of staff members. The
council is composed of the director andall full-time professors and associate
professors of ICRR.
Advisory Committee:
This is a committee for drawing up
schemes for the operation of the jointuse facilities and submitting them to
the Faculty council. This committee
is composed of about 14 researchers
from inside and outside of ICRR (thenumber of inside researchers is almost
equal to that of outside researchers).
User’s Committee:
This is a committee for having
discussions for facilitating jointuse research and suggesting andreporting to the Advisory Committee.
This committee is composed of themembers selected from the inside of
ICRR and the outside members who
have academic careers.

教職員数・歴代代表者
Number of Staffs and Directors So Far
教職員数
教 授Professors

助教授
助 手
教員合計
Associate Professors Research Fellous Total Number of Acadmic Staffs

8（0）[2] ＜ 1 ＞

13（0）[2] ＜ 0 ＞

17（1）[0] ＜ 0 ＞

38（1）[4] ＜ 1 ＞

技術職員等
Technical Staff

総合計
Total Number of Staffs

10（1）

48（2）
[4] ＜ 1 ＞

（ ）は女性で内数、[ ] は客員で外数、＜ ＞は外国人客員で外数The parenthesis“( )”represents the number of female staffs; the square bracket“[ ]”represents the number of guest staffs; and the angle
bracket“< >”depicts the number of guest foreign staffs.

歴代代表者

Representatives So Far●東京大学宇宙線観測所
所 長
平田 森三
所 長
菊地 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● Cosmic Ray Observatory, The University of Tokyo
Aug. 1, 1953-Aug. 31, 1955
Director
Morizo Hirata
Director
Sep. 1, 1955-Sep. 21, 1959
Seishi Kikuchi
Acting Director Itaru Nonaka
Sep. 22, 1959-Jul. 31, 1960
Acting Director Hiroo Kumagai Aug. 1, 1960-Nov. 30, 1960
Director
Dec. 1, 1960-Mar. 31, 1970
Itaru Nonaka
Director
Apr. 1, 1970-Mar. 31, 1972
Kouichi Suga
Director
Saburo Miyake Apr. 1, 1972-May 24, 1976

●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

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〜● 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
Apr. 1, 1986-Mar. 31, 1987
Ichiro Kondo
Acting Director Goro Tanahashi Apr. 1, 1987-Apr. 30, 1987
Director
May 1, 1987-Mar. 31, 1997
Jiro Arafune
Director
Apr. 1, 1997-Mar. 31, 2001
Yoji Totsuka
Director
Motohiko Yoshimura Apr. 1, 2001-Mar. 31, 2004
Director
Yoichiro Suzuki Apr. 1, 2004-●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〜● Norikura Observatory
May 25, 1976-Feb. 28, 1977
Acting Director Saburo Miyake
Mar. 1, 1977-Mar. 31, 1987
Director
Ichiro Kondo
Apr. 1, 1987-Mar. 31, 2000
Director
Toshinori Yuda
Director
Masaki FukushimaApr. 1, 2000-Mar. 31, 2003
Apr. 1, 2003Director
Masato Takita●明野観測所
所 長
所 長
所 長
所 長
所 長

鎌田
棚橋
永野
手嶋
福島

甲一
五郎
元彦
政廣
正己

昭和52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〜● Akeno Observatory
Director
Kouichi 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-●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

平成7年4月1日〜平成14年9月30日
平成14年10月1日〜● Kamioka Observatory
Observatory Head Yoji Totsuka
Observatory Head Yoichiro Suzuki●宇宙ニュートリノ観測情報融合センター
センター長
梶田 隆章
平成11年4月1日〜

Apr. 1, 1995-Sep. 30, 2002
Oct. 1, 2002-● Research Center for Cosmic Neutrinos
Center Chief
Takaaki Kajita
Apr. 1, 1999-

31

経費・施設Research Budget・Facilities

歳出決算額 Annual Expenditures
区分
Category
人件費 Personal Expenses
物件費 Non-personal Expenses
合 計 Total

平成 13 年度
FY 2001
418,475
1,518,584
1,937,059

平成 14 年度
FY 2002460,332
1,518,065
1,978,397

外部資金等 External Funds, etc
区

平成 13 年度
FY 2001

分

Category

件数
Quantity

受入金額
Amount Received

平成 15 年度
FY 2003434,874
1,785,449
2,220,323

平成 14 年度
FY 2002

件数
Quantity

受入金額
Amount Received

平成 16 年度
FY 2004
539,000
1,902,000
2,441,000

平成 15 年度
FY 2003

件数
Quantity

千円 thousand yen

受入金額
Amount Received

平成 17 年度
FY 2005
568,001
1,771,763
2,339,764

千円 thousand yen

平成 16 年度
FY 2004

件数
Quantity

平成 17 年度
FY 2005

受入金額
Amount Received

件数
Quantity

民間等との共同研究

0

0

0

0

0

0

0

0

0

0

受託研究

0

0

1

1,500

2

1,950

3

237,3645

206,369

奨学寄付金

2

350

2

700

2

505

2

50,446

3

5.380

1

182,975

Joint Research with the Private Sector
Entrusted ResearchDonation for Scholarly Development

科学技術振興調整費
Adjustment Costs for the Promotion of
Science and Technology

研究種目
Research classes

平成 13 年度
FY 2001

平成 14 年度
FY 2002

千円 thousand yen

平成 15 年度
FY 2003

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

COE 形成基礎研究

Basic Research for the COE Development

1

330,000

1

442,000

1

208,000

特別推進研究平成 16 年度
FY 2004

研究種目
Research classes0

特別推進研究（COE）
Research Category(COE)0

特定領域研究特定領域研究（A）

4

155,8003

140,4002

180,000

特定領域研究（1）221,000

特定領域研究（B）

2

31,3007

149,000

11

321,703

特定領域研究（2）5387,000

基盤研究（A）

5

40,0002

29,2501

13,260基盤研究（A）（1）

3

59,000基盤研究（B）

3

140,400

3

12,7001

15,340基盤研究（A）（2）

基盤研究（C）

5

63,000

6

7,800

1

8,700

基盤研究（B）（2）3

17,00065,800

基盤研究（C）（2）

3

3,000

2

3,300

若手研究（A）

Particular Field Research (A)Particular Field Research (B)Basic Research (A)Basic Research (B)Basic Research (C)

奨励研究（A）

2

Encouraged Research (A)

1,200

2

2,700

萌芽的研究

1

Exploratory Research

1,700

2

3,400

国際学術研究（共同研究）
International Academic Research(Collaborative Research)

特別研究員奨励費

Scholarship for Special Researchers

計

Basic Research (A) (1)Basic Research (A) (2)Basic Research (B) (2)Basic Research (C) (2)Young Researcher’s Research (A)33715,800

11

10,800

8

8,700

33

794,65036

606,203

萌芽的研究

設 Facilities

所在地・電話番号 Location and Telephone Number

237,452
Kashiwa Campus 5-1-15 Kashiwanoha, Kashiwa-shi, Chiba Prefecture, JapanTEL: +81-4-7136-XXXX（direct dialing） （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 456TEL：0578-5-9620

Kamioka Observatory 456 Higashimozumi, Kamioka-cho, Hida-shi, Gifu Prefecture, JapanTEL: +81-578-5-2116

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

Norikura Observatory Mt. Norikura, Nyukawa-mura, Ohno-gun, Gifu Prefecture, JapanTEL: +81-90-7721-5674

同鈴蘭連絡所 長野県松本市安曇村 4306-6TEL：0263-93-2211

Suzuran Lodge of Norikura Observatory 4306-6 Azumi-mura, Minamiazumi-gun, Nagano Prefecture, JapanTEL: +81-263-93-2211

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

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

2,000

国際協力研究プロジェクト

東京大学宇宙線研究所は、全国共同利用研究所として、柏キャ
ンパス、神岡宇宙素粒子研究施設、乗鞍観測所、明野観測所の附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 16
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。

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。
2オーストラリアのウーメラでは、大気チェレンコフ望遠鏡
を用いて超高エネルギーガンマ線源の探索が行われています。
3チベットの羊八井高原では、空気シャワー観測装置を用いて高エネルギーの宇宙線実験が行われています。
4アメリカのユタでは、大気蛍光望遠鏡を用いて最高エネル
ギーの宇宙線を研究する計画が進行しており、試作機が動いています。
5また、神岡の地下実験には、アメリカから多くの研究者が参加しています。
最近国際学術交流協定を締結した大学及び学部は、表 1 のとおりです。

平成 17 年度利用状況
Joint use in fiscal 2005

59,707
（借入）
2,203
（借入）
56,557
（借入）

1,655

将来計画

182
2,843

Number of Total Researchers

1

1

3

宇宙ニュートリノ研究部門

31（22）

31（22）

568（498）

高エネルギー宇宙線研究部門

47〈7〉〔8〕 45〈7〉〔8〕Future Projects

Neutrino and Astrophysics division

365〈82〉〔73〕

宇宙基礎物理研究部門

8

8

132

宇宙ニュートリノ観測情報融合センター

11

11

67

Astrophysics and Gravity division（）内:神岡施設、〈〉内:明野観測所、〔〕内:乗鞍観測所

大学院教育31995 年ハワイ大学理学部（米国）41995 年ユタ大学理学部（米国）5Graduate School of Arts and Sciences, Boston University (the United States)
Department of Science, University of Hawaii (the United States)

College of Science, University of Utah (the United States)

2,000

1

10,000

3

5,000

Total

1

1,000

19

Norikura Observatory

Kofu

1995 年ボストン大学大学院分理学研究科（米国）2329,000

乗鞍観測所

甲府

2

School of Physics and Mathematics, University of Adelaide (Australia)

13,000Kamioka Observatory
松本 Matsumoto

明野観測所

Institute of Physics, Chinese Academy of Science (China)

1995 年アデレード大学物理数学部（オーストラリア）

2

Utsunomiya

Akeno Observatory［表 1］国際学術交流協定締結機関名 Academic Exchange Agreements
1995 年中国科学院高性能物理研究所 ( 中国 )1

42,000神岡宇宙素粒子研究施設

Takayama

Applicants

5

宇都宮

富山

高山

採択件数
申請件数 Number of Successful 延べ研究者数

Number of Applicants

256,000

N

Toyama

1

5

7,185
2,071
（借入 56）

7

東京大学宇宙線研究所は、東京大学理学系研究科物理学専攻課
1995 年カリフォルニア大学アーバイン校物理科学部（米国） 6
School of Physical Sciences, University of California, Irvine (the United States)
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、1994 年ボリビアサンアンドレス大学（ボリビア）
7
大学院の講義も担当しています。教養学部学生を対象に、隔年毎
Universidad de San Andrés (Bolivia)に全学一般教育ゼミナールも実施しています。
1996 年ロシア科学アカデミー原子核研究所
8
INR, Russian Academy of Sciences
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。
外国人研究者との人的交流
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
平成 13 年度から平成 17 年度の 5 年間に、当研究所に滞在す。
し研究生活を共にした外国人研究者は合計 1,654 名に上りま
平成 13 年度 平成 14 年度 平成 15 年度 平成 16 年度 平成 17 年度
す。その一部は、文部科学省または日本学術振興会を通じて
FY 2001
FY 2002
FY 2003
FY 2004
FY 2005
招聘した研究者です。欧米の研究者が多く、インド、ブラジ
修士
15（3） 21（3） 18（2） 25（3） 27（2）ルがこれに次いでいます。最近の外国人研究者の受入数は、Master’s course
表 2 のとおりです。
博士
11（1） 11（1） 13（1） 14（1） 16（2）所在全図 Locations of Facilities

51,022（借入）

3

共同利用研究

Doctor’s course

合

計

26（4）

32（4）

31（3）

39（4）

43（4）

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

Joint-Use Research
497,000

4
6 5

4

0

Scholarship for Special Researchers

23

5

0

特別研究員奨励費

土地 Land Area㎡ 建物 Building Area㎡

柏 キ ャ ン パ ス 千葉県柏市柏の葉 5-1-5 TEL：04-7136-XXXX（ダイヤルイン）

8,000

1

Exploratory Research

所在地及び土地・建物面積 Locations and Land/Building Areas
施

6

Young Researcher’s Research (B)International Academic Research(Academic Investigation)

Total

Particular Field Research (2)若手研究（B）

国際学術研究（学術調査）合Particular Field Research (1)

1
3

2 2

Research Center for Cosmic Neutrinos

件数 受入金額 件数 受入金額
Quantity Amount Received Quantity Amount Received

Special Promotion ResearchParticular Field Research

平成 17 年度
FY 2005

8

Joint-Use Research,Education/International ExchangeHigh Energy Cosmic Ray division

科学研究費補助金 Grant-in-aid for Scientific Research

32

受入金額
Amount Received

共同利用研究・教育/国際交流●は協定締結機関 ■は海外における国際協力研究プロジェクト

東京

Tokyo

柏キャンパスKashiwa Campus

A total of 1227 researchers have joined research programs at ICRR. For 5 years fromfiscal 1999 to fiscal 2003.

Education

ICRR accepts graduate students, and also delivers lectures for them as a part of the
Graduate School of Physics, The University of Tokyo. ICRR also conducts liberalseminars for undergraduate students, every second year.
ICRR also accept graduate students of other universities inside and outside Japan as
special listeners, special researchers, and foreign researchers, as the graduate school of
The University of Tokyo.
The number of graduate students accepted by ICRR is tabulated.

［表 2］来日外国人 Accepted Researchers 2000 2001 2002 2003 2004
外国人研究員（文部科学省事業分）

27

22

46

24

25

外国人研究者（学振招聘分）

2

2

3

5

3

外国人来所者（視察・調査・観測等）

96

98

492

510

299

125

122

541

539

327

Foreign researchers(Project of the Ministry of Education,
Culture, Sports, Science and Technology)
Foreign researchers(Invited by the Japan
Society for the Promotion of Science)

Foreign visitors(For investigation,
research, and observation, etc.)
合計 TotalInternational Project

1. On Mt. Chacaltaya in Bolivia, nuclear interaction by cosmic rays is studies
using emulsion chambers.
2. In Woomera, Australia, sources of ultra-high energy gamma rays are searched
for by utilizing atmospheric Cherenkov telescopes.
3. On Yangbajing Plateau in Tibet, the experiment on high energy cosmic rays is
conducted by using the air show detector.
4. In Utah, U.S.A, a project for studying highest energy cosmic rays is in progress.
5. In addition, a lot of researchers from the U.S. are engaged in the undergroundexperiment in Kamioka.

International Exchange

A total of 1406 foreign researchers have stayed at ICRR and led an academic life
together for 5 years from fiscal 2000 to fiscal 2004. Some of them were assembled
via the Ministry of Education, Culture, Sports, Science and Technology or Japan
Society for the Promotion of Science. European and U.S. researchers are dominant,and Indian and Brazilian researchers follow them. The recent data on the number of
accepted foreign researchers is as shown in Table 2.

33

成果発表と受賞歴
Announcement of Achievements and Award History
国際会議及び国際研究集会の開催
東京大学宇宙線研究所は、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。
●山越和雄追悼シンポジウム 宇宙塵と関連問題
1996 年（H8）1/16 東大原子核研究所（東京）

（主催）
75 名

●最高エネルギー領域宇宙線・宇宙線物理と将来計画
ワークショップ（主催）
1996 年（H8）9/25 〜 28 東大原子核研究所（東京） 38 名
●宇宙線研究所将来計画シンポジュウム
宇宙線研究の現状と展望（主催）
1997 年（H9）10/8 〜 9 KEK 田無講堂（東京） 125 名●重力と宇宙物理に関する国際ワークショップ（主催）
1997 年（H9）11/17 〜 20 KEK 田無講堂（東京） 61 名
●国際ワークショップ 中性子星とパルサー
1997 年（H9）11/17 〜 20 立教大学（東京）

（共催）
110 名

●第 18 回ニュートリノ物理学・宇宙物理学国際会議：（NEUTRINO98）（ホスト）
1998 年（H10）6/4 〜 9 高山市民会館（岐阜）358 名●日本学術会議 50 周年記念シンポジュウム
わが国における宇宙線分野の将来計画（主催）
1999 年（H11）3/2 日本学術会議講堂（東京）
120 名●ニュートリノ物理学の将来ワークショップ（主催）
1999 年（H11）3/3 〜 4 KEK 田無講堂（東京）
75 名●第 2 回 TAMA 重力波検出器ワークショップ（共催）
1999 年（H11）10/19 〜 22
80 名
代々木青少年記念オリンピックセンター（東京）●大気ニュートリノ流量会議（主催）
2000 年（H12）2/8 〜 9 KEK 田無講堂（東京）
22 名●宇宙線研究所国際シンポジウム
宇宙線物理学の将来（主催）
2000年（H12）10/11 〜22 東大柏キャンパス（千葉） 122 名●アジアオセアニア地域における最終的重力波検出器会議（主催）
2000年（H12）11/13 〜 17 東大柏キャンパス（千葉） 20 名
●低エネルギーニュートリノの検出
国際ワークショップ（主催）
2000年（H12）12/4〜5 東大山上会館（東京）
122 名●第 2 回ニュートリノ振動とその起源の解明
国際ワークショップ（主催）
2000 年 (H12）12/6 〜 8 東大山上会館（東京）
94 名

34

●最高エネルギー宇宙線
国際ワークショップ2001 年 (H13）3/22 〜 23

（主催）
東大柏キャンパス（千葉）120 名●第 3 回ニュートリノ振動とその起源の解明
国際ワークショップ（主催）
2001 年 (H13）12/3 〜 4 東大柏キャンパス ( 千葉） 91 名
●ガンマ線で見る宇宙− 2002 年東大ワークショップ−（主催）
2002 年 (H14）9/25 〜 28 東大柏キャンパス（千葉）112 名●第 3 回 TAMA シンポジウム（ホスト）
2003 年 (H15）2/6 〜 7 東大柏キャンパス（千葉） 36 名
●第 4 回ニュートリノ振動とその起源の解明
国際ワークショップ（主催）
2003年(H15）
2/10〜14 石川厚生年金会館（石川） 122 名●第 3 回国際ワークショプ
高エネルギー宇宙の包括的研究（主催）
2003 年 (H15）3/20 〜 22 東大柏キャンパス（千葉） 90 名●第 28 回宇宙線国際会議（主催）
2003 年 (H15）7/31 〜 8/7 つくば国際会議場（茨城）761 名●第 5 回ニュートリノ振動とその起源の解明
国際ワークショップ（主催）
2004 年 (H16)2/11 〜 15 お台場タイム 21（東京） 114 名●大気蛍光望遠鏡のキャリブレーション
国際ワークショップ（主催）
2004 年 (H16)2/16
東大柏キャンパス（千葉）
53 名●第 5 回国際ワークショップ「超高エネルギー粒子天文学」 (VHEPA-5)
2005 年（H17）3/7 〜 8（千葉）（主催）●第 6 回 Edoardo Amaldi 重力波国際会議
2005 年（H17）6/20 〜 24（沖縄）

（共催）
179 名

●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（H18）2/22 〜 24（千葉）

（共催）

42 名

126 名

International Conferences and International Workshops

ICRR holds international conferences and an international workshops about once a year. ICRR also conducts a monthly
seminar in which renowned scholars and promising young researchers are invited, and discuss cutting-edge researches. Theinternational conferences and workshops held in the past decade are as follows last digits show numbers of participants:
Jan. 16, 1996
Symposium Commemorating Kazuo Yamakoshi: Cosmic Dust andRelated Issues
Institute for Nuclear Study（Tokyo）75
Sep. 25-28, 1996
Workshop on Highest Energy Area Cosmic Rays, Cosmic Ray
Physics, and Future Plans
Institute for Nuclear Study（Tokyo）38
Oct. 8-9, 1997
sSymposium on Future Plans of ICRR: Status Quo and Outlook of
Cosmic Ray Research
Tamu Auditorium of KEK（Tokyo）125
Nov. 17-20, 1997
International Workshop regarding Gravity and Astrophysics
Tamu Auditorium of KEK（Tokyo）61
Nov. 17-20, 1997
International Workshop on Neutron Stars and Pulsars (co-hosted)
Rikkyo University（Tokyo）110
Jun. 4-9, 1998
The 18th International Conference on Neutrino Physics andAstrophysics（NEUTRINO 98）
Takayama Public Cultural
Hall (Gifu)358
Mar. 2, 1999
Symposium Celebrating the 50th Anniversary of the Science
Council of Japan: Future Schemes in the Cosmic Ray Field inJapan Auditorium of the Science Council of Japan（Tokyo）120
Mar. 3-4, 1999
Workshop on the Future of Neutrino Physics
Tamu Auditorium of KEK（Tokyo）75
Oct. 19-22, 1999
The 2nd Workshop on TAMA Gravitational Wave Detector (cohosted)
National Institution for Youth Education（Tokyo）80
Oct. 19-22, 1999
The 2nd Workshop on TAMA Gravitational Wave Detector (cohosted）
National Institution for Youth Education（Tokyo）80
Feb. 8-9, 2000
Conference on Atmospheric Neutrino Flux
Tamu Auditorium of KEK（Tokyo）22
Oct. 11-22, 2000 ICRR International Symposium: Future of
Cosmic Ray Physics
Kashiwa Campus of The University of Tokyo（Chiba）122
Oct. 11-22, 2000
ICRR International Symposium: Future of Cosmic Ray Physics
Kashiwa Campus of The University of Tokyo（Chiba）122
Nov. 13-17, 2000
Last Meeting on Gravitational Wave Detector in the Asia-Oceania
Area
Kashiwa Campus of The University of Tokyo（Chiba）20

Dec. 4-5, 2000
International Workshop on Low Energy Neutrino Detection
Sanjo Conference Hall of The University of Tokyo（Tokyo)122
Dec. 6-8, 2000
The 2nd International Workshop for Elucidating Neutrino
Oscillation and Its Origin
Sanjo Conference Hall of The
University of Tokyo（Tokyo）94
Mar. 22-23, 2001
International Workshop on Highest Energy Cosmic Rays
Kashiwa Campus of The University of Tokyo（Chiba）120
Dec. 3-4, 2001
The 3rd International Workshop for Elucidating Neutrino
Oscillation and Its Origin
Kashiwa Campus of The University of Tokyo（Chiba）91
Sep. 25-28, 2002
Universe Pictured with Gamma Rays
－ Workshop of The University of Tokyo 2002 －Kashiwa Campus of The University of Tokyo（Chiba）112
Feb. 6-7, 2003
The 3rd TAMA Symposium
Kashiwa Campus of The University of Tokyo (Chiba）36
Feb. 10-14, 2003
The 4th International Workshop for Elucidating Neutrino
Oscillation and Its Origin
Ishikawa Kouseinenkin Hall（Ishikawa）122
Mar. 20-22, 2003
The 3rd International Workshop on the Comprehensive Study ofHigh Energy Universe Kashiwa Campus of The University ofTokyo (Chiba）90
Jul. 31-Aug. 7, 2003
The 28th International Conference on Cosmic Rays
Tsukuba International Congress Center（Ibaraki）761
Feb. 11-15, 2004
The 5th International Workshop for Elucidating Neutrino
Oscillation and Its Origin Odaiba Time 24 Building（Tokyo）114
Feb. 16, 2004
International Workshop on Calibration of AtmosphericFluorescence Telescope
Kashiwa Campus of The University of Tokyo（Chiba）53
Mar. 7-8, 2005
Toward Very High Energy Particle Astronomy 5（VHEPA-5）（Chiba) 42
Jun. 20-24, 2005
The 6th Edoardo Amaldi Conference on Gravitational Waves（Okinawa）179
Feb. 22-24, 2006
International Workshop on Energy Budget in the High Energy
Universe（Chiba）
, 126

35

柏キャンパス
Kashiwa Campus

ICRR−REPORT（欧文）ICRR-REPORT (in European Language)
レフェリー付欧文雑誌 Refereed European Journals
国際会議プロシーディング International Conference Proceedings

論文数

Number of Papers

100

97

90
80

76

77

70

76

69

60
52 50

50

54

52

47

40

46
38

30
20

16

10

7

平成 12
2000

13
2001

Academic Papers

10

6

14
2002

15
2003

7

6

16
2004

17
2005

The outcomes of joint-use researches are announced atacademic conferences, etc., in Japan and overseas, and also
published as papers via Japanese and foreign academic
journals. The plot shows the number of papers authored by
ICRR members that were inserted into the refereed journals,
ICRR Reports (in English), and proceedings of international
conferences.

研究所要覧

容

和文

年 1 回 研究所の活動の一年間のまとめ

ICRR Annual Report 英文

年 1 回 研究所の活動の一年間のまとめ

ICRR Report

英文

随時

ICRR ニュース和文

年 4 回 研究所のホットなニュース

研究部からの研究報告

Other Publications

ICRR also publishes the Outline of ICRR (this document),
ICRR Annual Report, ICRR Report, and ICRR News as wellas academic papers, in order to publicise the outline andresearch activities of ICRR.
Outline of ICRR
(Japanese) Once per year
Summery of annual activities of ICRRICRR Annual Report(English) Once per year
Summery of annual activities of ICRRICRR Report(English) When necessary
Research Report from Researching Divisions
ICRR News(Japanese) 4 times per year
Hot news from ICRR

● Kashiwanoha Campus Sta. of Tsukuba Express Line
→ Tobu bus for ``Kashiwanoha Park Circulation” or``Edogawadai Sta.’’ (about 10 min.)● 25 min. walk from Kashiwanoha Campus Sta.
● Kashiwa Sta. of JR Joban Line → Tobu Bus for “National
Cancer Center” or “West Exit of Kashiwa Sta.” (about 10min.) (The bus service is not frequent.)● 5 min. by car from Joban Freeway “Kashiwa Exit”● About 3 min. by car from Route 16 (Entrance ofToyofuta Industrial Park)●柏の葉キャンパス駅からバス利用の場合
TX 柏の葉キャンパス駅西口 1 番乗場から東武バス「柏の葉公園循環」「江戸川台駅」行きに乗り約 10 分、
「東大前」
で下車
●柏の葉キャンパス駅から徒歩の場合
柏キャンパスは約 2 ５分
●柏駅からバス利用の場合
JR 柏駅西口 2 番乗場から東武バスで※柏キャンパス「国立がんセンター」「江戸川台駅東口」
行きに乗り約25 分

至野田「柏の葉公園」経由の場合は、「東大前」で下車

至つくば

宇宙線研究所（ICRR）「税関研修所」経由の場合は、「国立がんセンター」で下車

Joban
Freeway

東京大学
柏キャンパス

柏インター Kashiwa Exit
チェンジ
国道
Rou 16号線
te 1
6
東葛テクノ
プラザ
16
国立がんセンター
東病院
Cancer Center
千葉大学
園芸学部

Kashiwa Campus, University of Tokyo至東京

東京大学 Farm of Chiba University
柏Ⅱキャンパス

県立
柏の葉
公園

さわやかちば県民プラザ

受賞歴（過去 10 年）

Awards (in the past decade)

仁科記念賞
朝日賞
仁科記念賞
パノフスキー賞
仁科記念賞
紫綬褒章
藤原賞
文化功労者
宇宙線物理学奨励賞

木舟
正 超高エネルギーガンマ線天体の研究
スーパーカミオカンデ観測グループ ニュートリノに質量があることの発見
梶田 隆章 大気ニュートリノ異常の発見
戸塚洋二、梶田隆章 大気ニュートリノによるニュートリノ振動の実験的検証による確定
鈴木洋一郎、中畑雅行 太陽ニュートリノの精密観測によるニュートリノ振動の発見
戸塚 洋二 宇宙線物理・素粒子物理学研究功績
戸塚 洋二 大気及び太陽ニュートリノ観測によるニュートリノ振動の発見
戸塚 洋二 宇宙線天文学の発展に貢献
石塚 正基 スーパーカミオカンデによる大気ニュートリノデータの L/E 解析

36

至取手

Kashiwanoha
Campus St.

線
6号 6
道 te
国 Rou

6

至秋葉原
東武野田線

柏市役所

至上野

至船橋

東京大学柏キャンパスマップ

Map of Kashiwa Campus, University of Tokyo
新領域創成科学研究科
基礎科学実験棟

Experimental Bldg. of Frontier Sciences

S棟

環境安全研究センター
柏支所
C棟
B棟

情報
生命棟

D棟

生命系屋外
メダカ飼育場
物性研究所
A棟
カフェテリア

総合研究棟
4センター

Frontier Sciences,
Frontier Sciences,
Integrated Biosciences Transdisciplinary Sciences Cafeteria/Co-op

図書館

Walkway

守衛所

Gatehouse

東大前

Todai Mae

東大柏
ベンチャー
プラザ

Research Centers

駐車場

江戸川台へ

Tokatsu Techno Plaza

ICRR

新領域創成科学研究科
生命棟
基盤棟

Library

東葛テクノプラザ

宇宙線研究所

駐車場
歩道● 1997 Nishina Memorial Prize/Tadashi Kifune Research of Very High Energy Gamma Ray Source● 1999 Asahi Prize/Super-Kamiokande Group Discovery of a Neutrino Mass
● 2000 Nishina Memorial Prize/Takaaki Kajita Discovery of the Anomaly of Atmospheric Neutrinos● 2001 Panofsky Prize/Youji Totsuka and Takaaki Kajita Experimental Confirmation of Neutrino Oscillation by Atmospheric Neutrinos● 2001 Nishina Memorial Prize/Yoichiro Suzuki, Masayuki Nakahata Detection of Neutrino Oscillation through precise measurement of Solar Neutrinos● 2001 Medal with Purple Ribbon /Yoji Totsuka Achievement in Research of Cosmic Ray Physics and Particle Physics● 2001 Fujiwara Prize/Yoji Totsuka Discovery of Neutrino Oscillation by Observation of Atmospheric and Solar Neutrinos● 2001 Person of Cultural Merit/Yoji Totsuka Contribution to Progress in Cosmic Ray Astronomy● 2004 Cosmic-ray Physics Prize for young researchers/Masaki Ishizuka L/E analysis of the atmospheric neutrino data from Super-Kamiokande

至水戸

柏の葉
キャンパス駅

Tobu-Noda Line●平成 9 年 (1997)●平成 11 年 (1999)●平成 12 年 (2000)●平成 13 年 (2001)●平成 13 年 (2001)●平成 13 年 (2001)●平成 13 年 (2001)●平成 14 年 (2002)●平成 16 年 (2004)

至つくば

JR
常
磐
線

Number of Papers Authored by ICRR

内Access

通

a.

発行回数

宇宙線研究所職員の発表論文数

交St

別にして以下に示します。

● Address: 5-1-5 Kashiwanoha, Kashiwa-shi, Chiba
Prefecture 277-8582,Japan● Tel: +81-4-7136-xxxx (dial-in)

千葉県柏市柏の葉５−１−５wa

状況を広く紹介するために、論文以外にも、研究所要覧 ( 本フの論文の内、レフリー付欧文雑誌、ICRR Report（欧文） 誌 )、ICRR Annual Report、ICRR Report、ICRR ニュー
及び国際会議の Proceedings に発表されたものの数を年度 スを出版しています。

●電話：０４−７１３６−ｘｘｘｘ（ダイヤルイン）●住所：〒 277-8582

ashi

東京大学宇宙線研究所では、研究所の内容や研究活動

Location

つ
くば
エ
ク
ス
プ
レ
ス

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

所在地

柏
駅
柏
駅
K

論文以外の刊行物

論文

柏の葉
公園北

東大前

国道16号へTo Route 16

国立がん
センター
National Cancer Center

柏の葉
公園北
柏駅へ

To Kashiwa Sta.

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