宇宙線研究所シンポジウム「法人化後の宇宙線研究所研究プロジェクトについて」

宇宙線望遠鏡計画：
新提案
平成１５年２月１日
福島正己

ＡＧＡＳＡ （＋ＨｉＲｅｓ）

銀河系内宇宙線から

新しい世界：
銀河系外宇宙線へ

Galactic

Extra‐Galactic
０３ HiRes: Composition Change

Ankle Structure

１２ＡＧＡＳＡ：
Ａｎｉｓｏｔｒｏｐｙ

銀河系外宇宙線の観測 （エネルギースペクトル）10 18 eV

10 19 eV

銀河系内磁場による（反）陽子軌跡の偏向（竹田成弘による simulation）

10 18.0 eV < E < 10 18.4 eV

22% excess
in 40 0Φ circle,
4.5σ

AGASA

4.0σ deficit

赤道座標における異方性（ 216 k events）

Ｐｒｅｌｉｍｉｎａｒｙ
ＰｒｅｌｉｍｉｎａｒｙｐFe

HiRes - MIA

HiRes stereo

1017eV - 1018eV 領域における 宇宙線粒子組成の変化（空気シャワー最大発達点 Xmax による測定）

Scientific Achievements of AGASA
銀河系外宇宙線の新しい姿
ENERGYEVENTS

1018 – 1018.5
1019.6 −Anisotropy
Cluster

1020 −

Super – GZKPHYSICS CONFIRMATION
LEVEL
VALUE

**
*** “ verified ”***** unconf.
***** * challenged

E > 10 19 eV

AGASA

「点源」

> 10 20.0 eV> 10 19.6 eV> 10 19.0 eV

E > 10 19.6 eV

到来方向分布と離角分布（クラスターの存在）

Log ( FLUX x E3)

AGASA

HiRes
monoLog（ENERGY［eV］）

AGASA（左）と単眼 HiRes（右）の エネルギースペクトル
右図には AGASA（energy x 1.0 and x 0.79） のデータも プロットしてある。

Ａｃｃｅｌｅｒａｔｉｏｎ,
Ｐｒｏｐａｇａｔｉｏｎ andInteraction
ofextra-galactic
Matter-Particles

GZK cutoffが見えない。
宇宙線物理学最大の謎Super-GZKを加速可能な天体として電波銀河（ＡＧＮ）とＧＲＢを考える。
（uniform distribution over the universe）

“AGN”
E−2.7

“GRB”

E−2.7

at origin.

E−2
at origin.

E−2

Berezinsky et al. hep-ph/0204357

Berezinsky et al. hep-ph/0204357
Bahcall,Waxman hep-ph/0206217

10 18 eV – 10 20 eV can be fitted, but GZK cut off persists.

GZK cutoff を超える連続スペクトラム

標準的な天体物理・素粒子物理・宇宙論で説明できない。

GZK cutoff を超えて連続スペクトラムを作るには、

mechanism

超重粒子の崩壊１（ビッグバン起源）

reasonsignature

銀河ハローに
蝟集

γとν
銀河中心

EHEν＋ＣνＢ → Ｚ０ＣνＢ over-density
in super-clusterγとνEHEνの余次元反応

σ〜100 mB
（大気原子核と反応）

showerprofile

３ Ｌｏｒｅｎｔｚ不変性の破れ

Δ生成せず

陽子

50 Mpc で
over-density〜１０-２「通常」の天体；４
銀河系近傍における源過剰＊

実験的問題？

統計Ｓｙｓ．Ｅｒｒｏｒ

宇宙線望遠鏡の新提案：
ＡＧＡＳＡの super-GZK とcluster を実験的に確立する。

MORE EVENTS NEEDED, but also

実験の問題点Super-GZK

Cluster

エネルギーの系統誤差
地表： 安定しかしＭＣ依存
大気： 実験的しかし気象依存
到来方向精度
角度分解能

地表粒子・大気蛍光の同時測定で較正

AGASA x 10 Plastic Scintillator Array+3-fold StereoFluorescence Telescope

宇宙線望遠鏡： 新提案

AGASA ：
160 km2 sr

AGASA x 9by
24 x 24 Scintillators(1.2 km spacing)

20 km
AGASA x 4 by
3 x Fluorescence
Stations
20km0(120 Azim.View)

Millard County
Utah/USA測定感度 と 角度分解能
実験
AGASA
TA: 24 x 24 ground array
TA: Fluorescence
TA: Hybrid 同時計測

Aperture(km2 sr)
162
1371
670
1６５

Rel.
(=1)
(9)
(4)
(1)

AngularResolution
1.60
~1.00
0.60
0.40

AGASA x 12 in total aperture,
A factor of ( 2 – 4 ) better angular resolution andCoincidence measurement (=AGASA).

地上・大気蛍光同時測定によるエネルギーの較正
地上アレイと大気蛍光； 完全に独立な２つの方法によるエネルギーの同時測定○ E > 1019 eV ~ 100 ev. / 年○ E > 1020 eV ~ 1 ev. / 年
本計画 では● シンチアレイによる エネルギースケール● 大気蛍光によるエネルギースケールe /γ測定比較・較正

唯一の正しいエネルギースケールによるスペクトル（エネルギーの系統誤差 ＜ １０％ を目標）
TRANSFER
ＡＵＧＥＲは大気蛍光のエネルギースケール
ＡＵＧＥＲ（水タンク）のエネルギースケール

シンチによる 電子（γ線）測定の利点● 90% of Energy to electron/gamma● Small model / composition dependence

μ測定

EAIR / E0

Energy Loss in the Air“μ” Density at 1km for p/FeｐＦｅ22% diff.

AUGER water tank simulation

目的 ①： GZK Cutoff ; Yes or No を確定する。

Log ( 流量 x E3)

AGASAのエネルギーの系統誤差（−１8％）を考慮して第１期計画３年（ - 2009）

AGASA
11 年
GZK Cutoff

Log（エネルギー［eV］）

観測数10535.3

期待数

1.61.05.6C.L.

4.0σ 2.6σ8.3σ

でGZKカットオフを棄却

エネルギー較正後のスペクトル測定可能領域が 1020 eV から1020.5 eVへ広がる。

MAXMAX

Log ETA– Log EAGASA = 0.5

較正後のエネルギー系統誤差（scale error）

Log ΔESYS / E＜ 0.05エネルギー分解能

Log ΔE / E= 0.1

AGASA x 10 による統計が、エネルギー決定の系統誤差・分解能に打ち勝ち、カットオッフを超えたSuper-GZK 事象の存在を確実に立証できる。

目的 ②: 点源の確立と北半球での対応天体探索
到来方向分解能 1.6 01.0 0AGASA
アクセプタンス

signal0.4 0

本計画地表検出器

1ハイブリッド

10SN
σ81.65806-

E > 10 19 eV

18 pairs
0.1 pairs-?
Hybrid event should begood for LE (1019 eV)cluster confirmation.

Ｒandoms ∝ （Δ角度）２E > 10 19.6 eVnoise(acc.)

中性粒子であれば、点源の存在は統計的な疑いなく立証できる。
（点源なら中性粒子。γ線 !?）高分解能は、対応天体探索に有利。
荷電粒子なら、銀河磁場の効果・Ｚ−ｄｅｐが見える。

大気蛍光測定： ＴＡのプロトタイプ望遠鏡・撮像カメラの開発を完了して使用する。

1 0 x 1 0 FoV / PMT

3 m Φ spherical測定精度∆E から 蛍光の発生数 へ

１．発光効率蛍光の散乱・吸収２．大気透明度
データベース化：世界で〜１０件実験中のオンライン測定

蛍光の到来数 から ADC ch へ

３．装置感度

実験前測定 ＋
実験中モニター

大気モニターでは後方散乱と側方散乱の２方法が開発されてきた。
後方散乱：
相対量観測で大気の微分像

側方散乱：
絶対量観測で減衰の積分量

明野での消散係数分布0.04 ± 0.02(SYS) ± 0.001(STAT)
ユタでの垂直アエロゾル減衰 ＝ ４％

RayleighRayleigh大気透明度モニターの配置案 （後方＋側方散乱の併用で誤差１０％以内を目標。）

4th Lidar Station

後方散乱Lidar の守備範囲（20 km 以内）
垂直射出側方散乱の守備範囲（２ヶ所でサンドイッチ）

3 Fold Stereo 測定の利点 - 1①②③

３組のGeometry決定法＋
純粋に幾何学のみ：
大気透明度が関係しない。
＋（シャワー軸着地点の測定）

3 Fold Stereo 測定の利点 - 2①

３つの独立なエネルギー測定（全事象の〜60%）
系統誤差の評価・ 大気透明度・ Cherenkov 光・ 地表検出器
・ etc..

②③cutting 1.5 mm deep groove

Scintillator Prototype:
50 cm x 50 cm, 1cm thick
Wave Length Shifter Fiber readout
50 modules used in L3 for 2.5 years.

WLS: BCF-91A（ 1 mm Φ ）Final: 3 m2 by 2 PMT readout.

Muon Signal and Lev-0, -1 Trigger.
E = 1μMuon Signal from Prototype (ext. trig.).

3 Scint. In Coinc.
Lev-2 trig,
rate < 1 Hzfor event build.
E>3μ
E>1/3μLev – 1 trig, ~ 100 Hz for central trigger.

Lev - 0 trig, ~ 1k Hz （ / 3m2） for local event recording and time stamp.

既製無線ＬＡＮ

TRIGGER and DAQ

エネルギー測定の系統的誤差
For a TypicalFluorescence Detector
10% Fluorescence Efficiency
5% Atmospheric Corr.: Rayleigh
10% Atmospheric Corr. : Mie
10% Telescope Calibration
6% Reconstruction
5% Missing Energy (μνetc.)
20%

Ｑｕａｄｒａｔｉｃ Ｓｕｍ

最終的目標： Error of Unified Energy Scale ＜ １０％まで追い込む。

参加者
カメラ 東工大：垣本・荻尾、 愛媛大：吉井、 武蔵工大：門多望遠鏡

望遠鏡躯体・ ＩＣＲＲ：福島・瀧田・林田・大西・桜井・大岡・下平・鳥居、
回路・インフラ ＭＰＩ：手嶋＊＊
大気較正 近畿大：千川、 通総研：篠野

回路・ＤＡＱ

全般 ＫＥＫ：松田・藤井・田中・新井＊、長崎総科大：田中＊
検出器

地表検出器

大阪市大：川上・林・吉越、 広島市大：田中、
高知大：中村

ＡＧＡＳＡ較正 山梨大：本田・橋本
回路・ＤＡＱ 千葉大：吉田・河合、 放医研：内堀・安田

Simulation& Analysis−

埼玉大：井上、 芝工大:笠原、 神奈川：日比野、東大：寺沢＊＊
合計 ３1 名米国

サイト Utah: P.Sokolsky(**), K.Martens, C.Jui

Rutgers: G.Thomson,S.Schnetzer, Montana: J.Belz,Leeds: A.Watson**
合計 7 名* : Ａｄｖｉｓｅｒｓ ** : 科研費評価担当者

宇宙線望遠鏡第１期計画（2004 – 2009） の必要経費
建屋・望遠鏡・カメラ・エレキ他
作業費等を含む

望遠鏡 3 ステーション

9.3

大気モニター

1.1 ライダー4基

サイト整備・インフラ（通信を含む）

1.7 HiResサイト・インフラ：240k＄/基

シンチレータ検出器 24x24ユニット

9.7 太陽電池・通信を含む
小計

21.8

維持運用費（2004-2009）

3.2 AGASA運用３年を含む

旅費

1.2
小計合

計

4.4
26.2億円

主要な建設経費と維持運用費（minimum for 2003-2008）を科研費・特定領域研究に申請した。

年次計画（2004 – 2009）

AGASA
HiRes
AUGER建設
AUGER観測2006よりＴＡ地表・Ａｕｇｅｒ南の観測開始

まとめ （宇宙線望遠鏡の新提案）
１． 目的： 最高エネルギー宇宙線に関するAGASA の発見を、地表・大気蛍光同時測定で確立し、その起源を解明する。
２． 目標： 測定の信頼度を格段に高める。
ハイブリッド・３Ｆステレオ・波形記録....
３． 技術的に本質的な困難はない。 ２００６年には地表検出器で、２００７年にはハイブリッドで測定開始できる。
４． ＡＵＧＥＲに対して独自である：
シンチ・独立ステレオ観測・北半球
５． 大型科研費と中期計画予算で実現を目指す。

第１期中期計画の終わり２００９年にはGZK cutoff, cluster の有無に実験的決着がついている。

ＳＰＥＣＵＬＡＴＩＯＮＳ

第２期中期計画 （2010 - 2015）

GZK cutoff なし。

大気蛍光望遠鏡１０台

Cluster あり。
対応天体見つかる。

ＡＧＡＳＡ ｘ １００

GZK cutoff 見つかる。

宇宙からの観測

ＦＵＬＬ ＯＦ ＥＸＣＩＴＡＴＩＯＮＳ！

Memorandum of Understanding∆+γp
Uniform Distribution

π+n, π0 p

Energy Loss Rate ( / yr)
E=10 19.6 eVwith Evolution

E−2.7
at origin.
No evolution

max = ∞γp
max = 10 20.5 eV

一様分布するソースによるスペクトルと AGASAデータ（エネルギー損失と cutoff の関連）

e＋e−p

“GRB”

“AGN”
E−2.7

E−2.7

at origin.
with Evolution

E−2at origin.
no Evolution

E−2「活動銀河核」 と 「ガンマ線バースト」から 期待されるスペクトル （GZK-cutoff を避けられない。）

Type of Object# ofCANDIDATESENERGYTHRESHOLD# ofCOSMIC
EVENTSx 10 20 eV

RESULT

AG+HP+FE

1Compact Radio Quasar
Gamma Ray Blazar

451
47

1010YK2 Gamma Ray loud BL Lac
Nearby (z<0.01)
3Quasar Remnant

14AG26 + 39~1~1YK

0.24, 0.40

5σ Signal

0.40
13σ Signal
No?

AG12AG

No
No

34
7AG+HP+FE

1 Sigl et al., PRD 63(2001) 0813021

BL Lac : Relativistic Jet
QR : EMF by spinning BH

2 Gorbunov et al., astro-ph/0204360
3 Torres et al., astro-ph/0204419

0.4 X 1020eV以上の宇宙線と 対応天体

Over-density within 30Mpc

X 30
X 10X 2
X 1

銀河系近傍でのソースの over-densityがスペクトルに与える影響 （GZK cutoff の緩和）

5 x 10 12 eV
protonToldra,COSMOS-01(2001)
Evans-Ferrer-Sarkar

超重粒子崩壊によるスペクトル（ガンマ線成分他）と到来方向分布
Birkel-Sarkar, Astropart.Phys 9(98)297

Haverah Park:
Rate of inclined (60 0 < θ < 80 0) events
AGASA:
Muon Density at 1000 m from shower axis
EnergyE > 1019 eV
E > 1019.5eV
E > 1019.6eV

HP
41 %

AGASA
28 %
67 %65 %95 % CLAGASAと ハベラパーク による ガンマ線成分の上限値