CTA報告188：全体報告
野田浩司（東大宇宙線研）
他CTA-Japan Consortium
2022年3月15日
日本物理学会年次大会

＠岡山理科大学/オンライン

CTA Consortium

CTA Japan

３1か国>1500名CTA-Japan 113名
(本講演著者）
青山大佐藤優理, 田中周太,山崎了, 吉田篤正
茨城大 片桐秀明, 田名辺紀視,服部勇大, 柳田昭平,
吉田龍生
大阪大 井上芳幸, 松本 浩典
北里大 村石浩
京都大 岩﨑啓, 岡知彦,窪秀利,鶴剛, 寺内健太,野崎誠也, 李兆衡,井岡邦仁, 石崎渉,川中宣太
熊本大 高橋慶太郎
KEK素核研 郡和範, 田中真伸
甲南大 井上剛志, 鈴木寛大, 田中孝明,千川道幸, 溝手雅也, 山本常夏
埼玉大 勝田哲, 佐々木寅旭, 砂田裕志,立石大, 寺田幸功
東海大 阿部和希, 櫛田淳子, 佐々誠司,高橋菜月, 西嶋恭司, 平松明秀

東大宇宙線研浅野勝晃, 阿部正太郎, 阿部日向, 粟井恭輔, 大石理子,大岡秀行, 大谷恵生, 岡崎奈緒, 金森翔太郎, 小林志鳳,齋藤隆之, 櫻井駿介, 武石隆治, 手嶋政廣,バクスター・ジョシュア 稜, 橋山和明, 三輪柾喬,
吉越貴紀, Hadasch Daniela, Strzys Marcel,
Ceribella Giovanni, Huetten Moritz, Vovk Ievgen,Mazin, Daniel東大理
大平豊, 戸谷友則, 中山和則, 馬場彩
東北大當真賢二徳島大折戸玲子
名大理
立原研悟, 早川貴敬, 福井康雄, 山根悠望子,
山本 宏昭
名大ISEE 奥村曉, 高橋光成, 田島宏康, 芳賀純也, 若園佳緒里,
Bang Sunghyun
広島大
木坂将大, 須田祐介, 高橋弘充, 深沢泰司, 今澤遼, 水野恒史
宮崎大森浩二山形大
郡司修一, 坂本貫太, 門叶冬樹, 中森健之
山梨学院大
内藤統也、原敏
理研
井上進, 長瀧重博, 榊直人, 澤田真理, Maxim Barkov,
Gilles Ferrand, Haoning He, Donald Warren
立教大内山泰伸, 林田将明
早稲田大 片岡淳
都立大藤田裕一関工業高等専門学校
林航平
仙台高等専門学校
加賀谷美佳
国立天文台
佐野栄俊
富山大学 廣島渚
2

CTAの性能、狙うサイエンス

従来の望遠鏡よりu一桁高い感度
u一桁広い帯域(20 GeV-300 TeV)
u角度分解能～2倍(2分角@10TeV)
n 検出天体 約230個(現行)⇒1000個以上
n 最遠方 ｚ～1.1(GRB201216C)⇒ z～4 GRB等
宇宙線起源

銀河面

ブラックホール
ブラックホール
物理・ジェット
物理・ジェット形成形成
赤外・可視背景放射→宇宙の星形成史 暗黒物質対消滅γ線探索
3

ローレンツ不変性検証
3

CTA北サイト スペイン・ラパルマ (4LST, 9-15MST)
2016年〜 LST1建設、2020年〜 定常観測、2025年〜 フルLSTアレイ
MAGIC(稼働中)

LST1(稼働中)

CTA南サイト チリ・パラナル (0-4LST, 14-25MST, 37-70SST)
2023年〜 建設、2030年〜 フルアレイ

LST 23m口径
20 GeV - 3 TeV

MST 12m口径
80 GeV - 50 TeV

SST 4m口径
1 TeV - 300 TeV

4大口径望遠鏡（LST）, DE

ITコンテナ ＠LST1
2000 core、3PB disk
日本の大きな貢献
・望遠鏡制御・取得データ解析（リアルタイム解析）
・MCデータ生成
データはヨーロッパ
本土に転送、各国へ• 2021年：年初の雪嵐への対処（例：鏡シーリングを追加）
制御ソフト改善、コロナ下の半リモート観測シフトを安定運用

5

LST1データ取得状況

2020年

2021年

• LST1は既に科学データを合計500時間以上順調に取得• 昨年7月にLST1として初めての物理成果を発表（次の野崎講演：
BL Lacからの20 GeVガンマ線）

BL LacRS Oph

• 8月LATが検出した新星へびつかい座RS（CTA報告190 by 小林）• HESS (ATel #14844, 2202.08201)• MAGIC (a-ph/2202.07681)

物理解析成果が出始めている

6

LST physics coordination
Organigram
A. Donini
G. Ceribella

Daniel Mazin

LST general meeting, November 2021

4

CTA-Japanから3名（Mazin (Coord.)、Hütten (FP)、野田 (MW/MM)）7

eff

2

Table 1. Summary of MAGIC GC observations by year.

観測・解析手法の改善
YearObs. time [h]Zd range [deg]expands observable area

high zenith angle

detectable area [m2A] [m ]low zenith angle

2012
3.0
59–66

2013
25.9
59–70

2014
27.2
59–70

2015
11.2
58–70

Notes. The listed observational times correspond to data surviving
quality-selection cuts, as described in Sect. 2.3.

• 大天頂角観測levels), the observational dataset accumulated by MAGIC still– E閾値が上がり、>TeVの感度が向上
R. Lopéz-Coto, 2015.
warrants a variability search in the VHE fluxof the GC on a106
105

large zenith angle(58 deg to 70 deg)
typical zenith angle

4(5 deg to 35 deg)

10103
102

Effective Area for theMAGIC telescopes

10
1

multi-year
102
103
104
10
Figure 2.10:
Di↵erencetimein thescale.
shower development between low Zd (left telescope) and high Zd (rightout
theto results
lightpool!
E [GeV]telescope) observations.
We can stretches
see thatthe distancethe camera
thepoint inatmosphere
In the following
sections,
wefromreporton theofthethis
4-yr 0 whereM.
L.
Ahnen,
etal,
A&A,
2017
the showers start to develop is smaller for low Zd observation (L) than for high Zd observations (L ). The
observational campaign, covering the time period of the closest Fig.
diameter of the Cherenkov light pool in the plane perpendicular to the reflector is also larger for highZd 1. E↵ective collection area computed from Monte Carlo simulated
encounterbetween
SgrA*andG2.
0events matching the zenith and azimuth distribution of the presented
observations (l ' l/ cos(Zd)).

性能評価詳細はCTA報告191 by 阿部(正)– 北から銀河中心観測が可能 → 暗黒物質探索
GC observation and after all cuts that were applied for computing theenergy spectrum and light-curve (blue). The collection area for a typica
low zenith angle (5 35 ) observation is shown in red for comparison
One can clearly note the e↵ect on the energy threshold and e↵ective
area due to the larger Zd.

– Crab2.>100TeVガンマ（cf.
Tibet・LHAASO）
The MAGIC observation campaign
2.1. The MAGIC Telescopes• LST1とMAGICの3台による同時観測
The MAGIC (Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov) Sgr A*. With this observation technique, the background can betelescopes are two 17 m diameter IACTs, located at an altitude estimated from regions with the same camera acceptance.
of 2200 m a.s.l. at the Roque de los Muchachos Observatory on
the Canary Island of La Palma, Spain (28 N, 18 W).
The telescopes are used to record flashes of Cherenkov 2.3. Data analysis
light produced by Extensive Air 24Showers (EAS) initiated in The data have been analyzed with the MAGIC standard analthe upper atmosphere by gamma-ray photons with energies ysis chain MARS (MAGIC Analysis and Reconstruction SoftWe have developed
the telescopes
combinedmagic-cta-pipe&50 GeV. Bothare analysis
nominally pipeline,
operated together
ware, Zanin et al. 2013). This chain LST-1
includes the quality selecin a so-called stereoscopic mode, in which only events si- tion of the accumulated observations. During this step, the data
After the independent
analysisin telescopes
each telescope,
coincidence
multaneously triggeringboth
are recordedtheand eventana- arecleaned by removing events detected during periods of badlyzed (Aleksićet al.stereo2016). For
low zenith distanceare(Zd)performed
obser- weather and/or during known temporary hardware issues. Thiswith timestamps
and thereconstruction
vations and for E > 220 GeV, the integral sensitivity of MAGIC basic data selection is performed based on several measured
The higher-levelsucharrival
direction
are such as the mean photomultiplier currents, the evenis (0.66parameters± 0.03)% in unitsof as
the energy,
Crab Nebula
flux (C.U.)
for quantities,
50 hwithof observations(AleksićForests
et al. 2016).
reconstructed
the Random
trained by MC datatrigger rate, a measure of the amount of clouds in the field of– オフラインで時刻情報からシャワーを同定、Combined
analysis - Data analysis flow
クロス解析（CTA報告192 by大谷）•••– ハードウェアトリガーを追加設置し、E閾値を下げる（CTA報告193 by Baxter）

M-I

M-II

view (based on measurements with an infra-red pyrometer andthe LIDAR system, Gaug et al. 2014; Fruck et al. 2014) and the2.2. Observations
number of stars detected by the MAGIC star-guider cameras durReal data analysis:
event
coincidence
The GC region has been observed between
April2012 and ing the observations.
8July 2015, with 67 h of good-quality
data collected. When obDue to the nature of the large-Zd observations of the GC (i.eLST-1

日本の学生の貢献大、エキスパートに• Covid-19

Not only corona...
• Volcano Eruption (19.Sep-14.Dec)
MAGIC, CTA, ORM(2200m a.s.l.)

20km

Eruption at Cumbre
Vieja(600m a.s.l.)Copernicus

Cumbre Vieja噴火（2021年9月19日〜12月13日）

We are very sor
from their living
Fortunately theso far there is n9

Cumbre Vieja噴火• Covid-19• 50年ぶり、1400年以降で8回目
85日間は（記録上）最長• ~3000の建物が焼失、死傷者なし• 観測所は距離・高度が離れており• Volcano Eruption (19.Sep-14.Dec)
大きな問題なし。主な心配はMAGIC, CTA, ORM(2200m a.s.l.)– 地震：最大M=5.1、>15km

20km

Eruption at Cumbre
Vieja(600m a.s.l.)– SO2ガスが高めの日は外出禁止– 火山灰（風向き次第）• 機械的：ギア部グリースの塗り直し、フィルタ洗浄 etc．
• 化学的：鏡反射率に問題なし

Copernicus

2022年1月 チェック完了（＋悪天候） 2月 観測再開

今後
• LST1での物理成果（特にガンマ線バースト）• 1−2年：北サイトの残りLST2-4号基の建設– 今年5月(?)：建設許可、年内：コンクリート土台
来年から順次ハードウェア設置を開始

LST2カメラ• 反射鏡などハードウェア準備はほぼ完了（次ページ）• カメラモジュール準備：午前後半 CTA報告194 by阿部(日)– その他カメラ関連

CTA報告195: カメラPMTの磁場依存性 by立石

アナログメモリDRS4スパイク特性 by岡（素粒子実験領域）• ~5年：SiPM開発（北LSTアップグレード、南の各種望遠鏡）– LST用SiPMモジュール開発（午後後半 CTA報告196 by橋山）– LST&MST用SiPM集光器（CTA報告197 by 芳賀）– SST用SiPMでの月光BG評価（CTA報告198 by 若園）
11Central Control building

LST2-4
Rail System

QC of PMT clusters
at IAC Tenerife, T.Saito et al.

Azimuth Lock

Camera Access Tower

Camera production
at Arquimea, Madrid

Central Pin at MPP

Camera Supporting Structure
at Annecy France

Cable Carousel

Actuators at MPP

12

by 齋藤et al.
Federico’s talk

LST SiPMLST アップグレード
75um x 75umx 6400

• LST1のデザインは15年以上前に決まったもの。アップグレー
ドを考える時期• 高画素化+SiPM採用を検討中。
日本とスイスのチームが主導して開発中• DeepLearning (CNN)技術の採用と合わせて、高感度化が期待される。
• LST NorthのアップグレードおよびLST Southを視野
詳細は橋山講演参照
1513

l Schwarzschild-Couder型 MST
l Davies-Cotton型 MST(欧州)
口径11.5m
主鏡9.7m＋副鏡5.4m
カメラ PMT～1800本

中口径望遠鏡（MST）
MST
小口径望遠鏡（SST）

カメラ
SiPM～1.1万素子

l Schwarzschild-Couder型
l Davies-Cotton型 MST(欧州)
口径11.5m2.4 m
主鏡9.7m＋副鏡5.4m
0.8 m
カメラ PMT～1800本

SST

カメラ
＠USA(2015～)
SiPM～1.1万素子

q アナログ カメラ•

多数のLSTと共通要素 Ø Schwarzschild-Couder型（主鏡4.3m+副鏡1.8m）SST
＠USA(2019～)
Ø ØSiPMカメラ(2048素子)
Schwarzschild-Couder型（主鏡4.3m+副鏡1.8m）
capacitor array + ADC
0.8 m
Ø SiPMカメラ(2048素子)
来年度北サイト初号機(SiPM1536素子)

2.4• manalog trigger••

q デジタルカメラ

q アナログ カメラ• トリガ前にdigitize
•
•
•
•

SST

多数のLSTと共通要素• 250 MHz sampling
analog trigger• HESS-IIに搭載し、かに星雲検出
capacitor array+ ADC(2019年10月)
来年度北サイト初号機

＠USA(2015～)

2018年12月
2018年12月
プロトタイプ機でプロトタイプ機でかに星雲検出済み

かに星雲検出済み
昨年5月 かに星雲を検出
＠USA(2019～)
1213pW2-1(SiPM1536素子)

q デジタルカメラ• トリガ前にdigitize• 250 MHz sampling• HESS-IIに搭載し、かに星雲検出(2019年10月)

昨年5月 かに星雲を検出
1213pW2-1

1413Ø
Øまとめ• LST1号基では科学データを計500時間以上順調に取得中• コロナ禍やラパルマ噴火の影響は最小限に抑えられている• 物理データ解析・出版グループ、観測・解析手法の新規開発においてCTA日本グループの貢献大。詳細は以降の講演で• LST2-4号基建設準備完了、今年開始。アップグレード・南向けのSiPMや他の望遠鏡の開発も進み、2025年にはアレイ観測を予定

15