52

2003.12. 25

東京大学宇宙線研究所

記載の記事は宇宙線研究所ホームページ（http://www.icrr.u-tokyo.ac.jp/ICRRnews）からでも御覧になれます。

乗鞍観測所創立５０周年式典……………瀧田正人
Xmass 実験 ……………………………森山茂栄
宇宙線望遠鏡（TA）の建設始まる …福島正己
第２８回宇宙線国際会議報告………梶田隆章ほか

１
２
６
１０

小柴先生ノーベル賞記念講演会………福島正己
柏キャンパス一般公開…………………久野純治
自己紹介、人事異動、セミナー、ICRR レポート…
コラム……………………………………手嶋政廣

１
６
１
７
１
８
２
０

乗鞍観測所創立５０周年式典
東京大学宇宙線研究所附属乗鞍観測所は平成１５年８月１日に創立５０周年を迎え、その記念式典が平成
１
５年９月２
０日（土）に長野県南安曇郡安曇村の乗鞍観光センターにて執り行われた。生憎の雨天にも拘らず、会場には地元関係者、国立天文台乗鞍コロナ
観測所関係者、乗鞍観測所に縁のある宇宙線研究者
及び事務方等、約１３０名の方々が記念式典に参加され、大変盛況であった。記念式典は瀧田乗鞍観測所長の司会で進行し、吉村宇宙線研究所長のご挨拶に引き続き、ご来賓の桜井国立天文台乗鞍コロナ観測所長、筒木長野県安曇村長（加藤助役代読）、小谷
岐阜県丹生川村長よりご祝辞を頂いた。安曇村アルプホルン愛好会によるアルプホルン演奏の後、近藤
元宇宙線研究所長に乾杯の御発声をお願いした。歓談後、安曇村御池龍神太鼓演奏に引き続き、ご来賓―1―の西村元宇宙科学研究所長、喜多元東京農工大学長、
荒船大学評価・学位授与副機構長、村木名古屋大学
太陽地球環境研究所教授よりご祝辞を頂いた。ご来賓の皆様からのご祝辞は、観測所創立当時のご苦労話やエピソード、これまでに乗鞍観測所で得られた
世界的研究成果等、多岐に渡る大変興味深いものであった。翌９月２１日（日）、連日の雨天にも拘らず、
約５０名の方々が標高２７７０メートルに設置されている
乗鞍観測所を訪問した。今年より環境保全のために交通規制が開始され、自家用車による乗鞍岳アクセスができなくなったことに従い、貸切バス及び許可車両による見学者移動を行った。既に引退なさった
ご高齢の研究者の方々が青年のように目を輝かせて当時の観測記録を読み耽っていた姿が誠に印象的であった。
（瀧田正人）

科学

XMASS 実験：暗黒物質の探索と発見に向けて
宇宙線研究所 森 山 茂 栄
１．はじめにXMASS 実験とは、液体キセノン低バックグラウ
ンド検出器を用いた多目的の実験である。この実験の最終目標であり、立ち上げの動機となった物理は、
低エネルギー太陽ニュートリノである pp ニュート
リノや７Be ニュートリノを実時間でエネルギースペ
クトルを得ることにある。非常に面白いことに、そのような検出器を実現できる技術を用いれば、暗黒物質探索や、２重ベータ崩壊探索実験についてもこれまでにない極めて感度の高い実験ができることがわかって来た。暗黒物質の発見は、宇宙の進化を知る上のみならず、素粒子物理学にとってのインパク

図１ XMASS 実験装置概念図。直径８０cm の球形をなす
液体キセノンシンチレータを使用する。白く見える
筒は光電子増倍管。

トは甚大である。ここでは特に暗黒物質探索実験に焦点を絞り、XMASS 実験の現状とこれからの予定について述べてゆきたい。

２．暗黒物質探索としての XMASS 実験
XMASS 実験の最大の特徴は、これまで実現されたことのない「超」低バックグラウンド環境を作り出すことにある。使用される液体キセノンは、希ガスであるキセノンを２気圧の環境下でマイナス１００
度程度に冷却することにより得られる。シンチレー
タとしての発光量は、素粒子原子核実験で良く使用される NaI（Tl）に匹敵するほ ど の４２光 子／keV である。暗黒物質がキセノンの原子核と相互作用し、原子核を反跳することによりエネルギーを落とし、反応点から四方八方にシンチレーション光が発生する。暗黒物質探索のためには５keV 程度の事象を検図２ これまでに行われてきた暗黒物質探索のまとめと
XMASS 実験の期待される感度の比較。
（図製作協
力：京都大学 身内賢太朗）

出することになる。図１のように、この液体キセノ
ンを外部から多数の光電子増倍管で観測できれば、評価してみると、２０cm の自己遮蔽層があればそれ光の量と検出パターンをもとに、検出器内部に落とより内部の領域ではバックグラウンドが極めて低いされたエネルギーと反応点を再構成できる。

環境が構築できることが期待できる。

「超」低バックグラウンドを達成できるキーポイ

これまで行われてきた暗黒物質探索実験と、このントは、検出器をある程度大きくし、検出器の周縁ような低バックグラウンド環境下における XMASS部で生じた事象は外部から飛来したガンマ線などと実験の期待される感度をまとめると図２のようになして除去することにより、中心付近に放射線のないる。図の縦軸は暗黒物質と陽子の反応断面積を示し、理想的な環境を創生できるところにある。これはキ

横軸は暗黒物質の質量を示す。冷たい暗黒物質にな

セノンの原子番号が５４と大きいためであり、低エネ

るには、弱い相互作用程度の強さで相互作用を行い、ルギー領域では非常に有効に働く。暗黒物質探索に

かつ１０GeV から数 TeV の質量が要請されるためこ興味ある数 keV 程度の領域のバックグラウンドをのような表現が通常よく使われる。細い実線より上―2―

の部分は、これまで行われてきた実験で排除された領域を示す。イタリアの DAMA 実験グループが暗黒物質の信号に特有の季節変動の証拠を出している
一方（黒線で囲まれた領域）、イギリスの ZEPLIN
実験（緑の線）、アメリカの CDMS 実験（赤い線）、
フランスの EDELWEISS 実験（青い線）な ど が それに対して否定的な結果を出している状況である。
図３ 暗黒物質の信号のエネルギースペクトル。エネル
ギー敷居値さえ下げれば信号が指数関数的に増加する。点線は、太陽ニュートリノがキセノンの電子を反跳して生じるエネルギースペクトル。

DAMA の領域はほぼ排除されつつあるが、このような矛盾が発生するのは、誰もを納得させるほどの十分な感度をもつ実験がないためであろう。
この状況を打開するために、これまでの暗黒物質探索をはるかに凌駕する感度を持って実験を遂行しなくてはならない。図２の赤い太い実線が XMASS
実験の到達感度を示す。青い点線は、暗黒物質の信号に特徴的である季節変動を観測する場合の感度を示す。これを見ても明らかなように、XMASS 実験
は既存の実験より２桁以上高い感度で実験を遂行し、それにより現在議論の的になっている状況の正否を確認する。残念ながら DAMA グループが主張する断面積と質量を持つ暗黒物質が見つからなかった場
合でも、それを超えた感度でさらなる暗黒物質探索を進める予定である。

３．８
００kg キセノン検出器

図４ （左）１MeV 相当のエネルギーが右側の壁付近で付与されたケース。色は光電子の量を示す。極めて高い精度でエネルギーと反応点が再構成できる。
（右）暗黒物質の原子核反跳により電子換算５keV相当のエネルギーが南極付近の点で付与された場合を示す。

たのが図４である。XMASS 実験では、事象のエネ

暗黒物質探索に十分な感度を持つために必要な検

ルギーおよび発生点の再構成は光の量とパターンに出器のデザインを考えてみよう。まず有効に使用でよって行う。スーパーカミオカンデや、KamLAND

きる中心部に１００kg ほどの十分な質量をもたせ、かなどは時間情報を用いるが、XMASS 実験の場合、つ自己遮蔽効果を発揮させるために２０cm ほどの外液体キセノンの発光時定数が４０ns 程度と長いので、層を与える必要がある。これにより検出器のサイズ

時間情報はつかいにくいためである。

はユニークに決まり、直径８０cm 程度のサイズが必

もっとも重要なのがバックグラウンドレベルであ要だと考えられる。それを取り囲む光電子増倍管のる。図５に示したものが期待されるバックグラウン

数、配置等については暗黒物質の信号を考察する必ドレベルである。ここでは光電子増倍管からのガン要がある。図３に示すように、暗黒物質の信号は低マ線が主たるバックグラウンド源と考えている。黒エネルギーに向けて指数関数的に増加するようなスい線は直径６０cm 部分のバックグラウンドレベルをペクトルを持つと期待されている。要するにエネル

示し、赤い線が中心付近の直径２０cm すなわち１
００kg

ギー敷居値さえ下げればすれば宝の山があるかもし

部分のバックグラウンドを示す。自己遮蔽能力が発れないのである。それらを捕らえるためには、光電揮され、赤い線では非常に良いバックグラウンドレ

子増倍管を液体キセノンに浸し、可能な限りの密度ベルに達していることが分かる。青い線は相互作用で死角がないように敷き詰め、かつ１光電子レベルの強さが１０−４４cm２で質量が５０GeV、１００GeV の場合をのシンチレーション光の検出を行う必要がある。要示す。これらの場合でも信号が同定できることが分するに結論は単純で、可能な限りの光電面被覆率をかる。図２に示した感度の見積もりは、このバック実現し、８００kg の球形の液体キセノンを取り囲む形

グラウンドレベルに加え、次の章で考察するほかのが理想的であることが分かる。図１に示した検出器

バックグラウンド成分を加えた、２×１
０−４／kg／keV／の概念図はそれを反映している。

sec というバックグラウンドレベルを用いて評価をこのようなデザインを採用した場合に、検出器に行っている。

エネルギーが付与されたときにどのように見えるか、
さらに暗黒物質の事象がどのように見えるかを示し

―3―

図５ ８
０
０kg 検出器のバックグラウンドレベルと暗黒物質の信号の比較。

図６ キセノン精留塔

ンの沸点の違いを利用することにより、１回の精製

４．低バックグラウンド実現のその他の技術でキセノン中のクリプトンを１／１０００に低減することを目標としている。先日この精留塔を用いて、３
１０

前章で述べたように、自己遮蔽能力によって検出器中心部に超低バックグラウンド環境を作りあげる

ppb のクリプトンを含む市販のキセノンを５ppb よのであるが、無論バックグラウンド源は外来ガンマ

り十分少ないレベルまで低減できたことを確認した。

線だけではない。宇宙線ミューオンによる放射性不これによって最初の目標はほぼ達成したと考えられ純物の生成、外来高速中性子の影響、内部に含まれる。最終目標である０．
４ppt まであと４桁の低減のる長寿命放射性不純物などが考えられる。ここで実必要があるので、この操作を数回繰り返すことに

験は神岡地下実験施設で行うため、宇宙線ミューオ

よって目標が達成できるかどうかをこれから調査しンの影響は現在の段階では問題にはならない。またてゆく予定である。

高速中性子は水などの遮蔽体によって有効に遮蔽で

５．現在の進捗状況：１
００kg 検出器きる。そこで残るキセノン内部に含まれる放射性不純物を除去することが技術的に重要と考えられる。

８００kg の検出器を建設する前に、現在１００kg の液

キセノン内部に含まれる放射性不純物については、体キセノンを用いた研究開発を行っている。図７にベータ崩壊を生じるクリプトン８５が有名である。こ示したのがその外観である。殆どすべての構成部品

れはキセノンを大気中から収集する際に、同じく希が、放射性不純物の少ない無酸素銅で作られている。

ガスの仲間であるクリプトンが混入するのであるが、一辺３０cm の無酸素銅のチェンバーに、５４個の MgF２

原子炉から発生する放射性のクリプトン８５も同時にの窓が取り付けられており、その外部から光電子増収集してしまうからである。普通に市販されている倍管でシンチレーション光を検出する。銀白色にキセノンガスには、１０ppm 程度のクリプトンが含光っているのが光電子増倍管であり、これら全体がまれ、１リットルの液体キセノンに換算すると１０Bq

環境放射線の遮蔽体に収まる。この装置を用いて、に相当する。８００kg の液体キセノンを用いた実験で基本的特性である、¸事象の再構成、¹自己遮蔽効

は、これを０．
４ppt 程度まで低減する必要がある。

果の確認、º低バックグラウンド特性などを研究しまた、ウラン、トリウム系列の混入も１
０ g／g レベてゆく。この原稿を書いているのは１１月末であるが、

ルまで低減する必要がある。これらの不純物を除去

このあとすぐにこの検出器に液体キセノンを導入し、するために、最近キセノンの精留塔を製作し、試運

上記基礎データの収集を開始する予定となっている。

転を行い、非常に良い成果を挙げているので報告しさらに進んで、１００kg もの液体キセノンがあるの−１４だから、この１００kg 検出器を暗黒物質探索に実際にておきたい。
図６に示したものが、独自に製作したキセノンの使用することを計画している。残念なことは、この精留塔である。この精留塔は、キセノンとクリプト

装置では光電子増倍管を真空仕切り窓の外に配置し―4―たことにより光電面被覆率が１７％程度と悪く、さらに窓と光電子増倍管の間の真空層により全反射が生じ、光の収集効率が悪い。これを補うために図８に示したようにテフロンのライトガイドを検出器内部に装着し、それによって中心付近のバックグラウン
ドが低い部分のみで発生する事象を高い光電子数で観測することを考えている。これがうまくいけば暗黒物質探索を一足早く開始することができると考えている。

６．おわりに
この数年進めてきた１
００kg 検出器の研究開発が、
とうとう佳境に入ってきた。ここで得られる情報をもとに暗黒物質探索とその発見を目標とする８００kg
検出器の建設に乗り出したい。特にこの実験は神岡
地下実験施設で行われ、国内外の研究者を結集したものになるため、世界で最高の低バックグラウンド
環境を創生できる可能性が十分にある。なんとかして２００
６年ごろ検出器の建設を行い、２００
８年ごろまでには暗黒物質の証拠を掴むに至りたい。世界中でも暗黒物質の発見に至ると期待される感度を持った実験 が 多 数 計 画 さ れ て い る が、そ の 中 で も 特 に
XMASS 実験の進展に注目しておいて頂きたい。
図７ （上）１００kg 液体キセノン検出器と（下）扉つき放射線遮蔽体。

図８ テフロンのライトガイドを導入した１００kg 検出器。
中心部で発生した光を効率よく６本の光電子増倍管で検出する。

―5―

科学

宇宙線望遠鏡（TA）の建設始まる
宇宙線研究所 福 島 正 己
明野観測所の AGASA が見出した最高エネルギー
宇宙線の起源を求めて、宇宙線望遠鏡（TA: Telescope

レイ・望遠鏡を合わせて１年間で１５例を超える super―GZK 事象が観測できる。

Array）の建設が始まった。TA の第１期計画は大気アレイを取り囲む大気蛍光望遠鏡は、空気シャ

蛍光望遠鏡と地表アレイのハイブリッド検出器で、ワーのエネルギー・到来方向・プライマリ粒子種にAGASA の１０倍を超える感度を持つ。本年度開始のついて、独立な観測情報を与える。TA 第１期計画

科学研究費補助金・特定領域研究で、宇宙線研・東では、統計量の高い地表アレイの観測を大気蛍光望

工大・大阪市大・千葉大・芝浦工大に建設予算が措

遠鏡で較正して、観測全体の信頼度を高めることを置された。

目的とする。特に蛍光総量は大気中でのエネルギー

建設期間は４年、観測期間はそれに続く２年であ損失総量に比例するので、プライマリ宇宙線のエネる。領域内では公募も認められ、すでに平成１
６年度

ルギーを測定する直接的な手段である。さらに、大分の課題公募が行われた。AGASA は、長年に亘っ気中でのシャワー縦方向発達の測定によってプライて世界最大の空気シャワーアレイであったが、本年マリ粒子種の同定、とくに大気深くまで突入するガ

１
２月末に観測を停止する。TA はその使命を引き継ンマ線シャワーやニュートリノによる水平シャワー

ぎ、特定領域が終了する２０
０
８年までに AGASA の見を特定することができる。もし超高エネルギーのガ出した super―GZK 事象とクラスタリングの観測的

ンマ線やニュートリノが観測されれば、super―GZK確立を目指す。AGASA の成果と、それを巡る世界

事象の起源解明に大きなインパクトを与える。

の情勢については、本号の筑波宇宙線国際会議報告を参照していただきたい。

地表アレイで使う検出器は、薄型のシンチレータ
を波長変換ファイバーで読み出す方式である（図最高エネルギー宇宙線（Ｅ＞１０２０電子ボルトの su-

２）。これによって、厚さ１cm の薄型シンチレータ

per―GZK 事 象）の 観 測 は、１００km の 面 積 を 持 つでも十分な光電子数が得られ、入射粒子の場所依存

AGASA でも１３年間の観測で１１例であった。TA の性も小さく出来ることが判っている。コストと取扱

２

第１期計画では、面積３．
０m のプラスチック・シンの容易さから薄型が理想的であるが、環境ガンマ線

チレータを１．
２km 間隔で２４×２４のグリッドに並べとの分離には厚いシンチレータが有利である。現在、た空気シャワーアレイを作り、その周囲３ケ所の丘

薄いものを２枚重ねて同時計数するか、厚みや光収の上に大気蛍光望遠鏡を設置して同時観測を行う

集効率を増やして対処できないか試験中である。

２（図１）。アレイでの天頂角を６０度まで取ると、ア

宇宙線エネルギーの限界に挑む地表アレイの歴史は、広大なフィールドでどのようにして同時計測とデータ収集を行うかという「広さ」との戦いであっ

図２ 地表検出器のプロトタイプ（大阪市大担当、他に千葉大と宇宙線研で電子回路とデータ収集を担当）

図１ 宇宙線望遠鏡の検出器配置（第１期計画）

―6―

た。１
０１５―１
０１８電子ボルト領域を対象とする明野１平
方キロアレイでは、各シンチレータからの信号を同軸ケーブルで観測所中央に集めて同時計測を行った。
AGASA では総延長１４０km の光ファイバーを東京電
力・NTT の電柱に張り巡らして１００平方キロの領域
でナノ秒精度の同時計測を実現している。１，０００平
方キロの TA に至って、有線技術ではコストの点でも環境負荷の点でも困難で、完全な無線化に進むことになる。
まず時間計測については、GPS 衛星からの信号を受信して粒子の到来時間を２０ナノ秒の精度で記録する。そして３粒子以上がヒットした時間のリスト
を無線 LAN で毎秒センターに集め、ソフトウェア
によって同時計測を決める。トリガ決定までの時間、各シンチレータの信号は１６ビット、５０MHz でデジタル化してメモリに蓄えておく。空気シャワーによる本物のトリガが発生すれば、メモリから無線 LAN
でゆっくりと（＞１０秒）データを集めればよい。広

図３ 大気蛍光望遠鏡の躯体・反射鏡・カメラフレームのプロトタイプ（宇宙線研担当）

大な砂漠に設置する検出器に商用電源は勿論引き込めないから、これらの消費電力約１０ワットは太陽電池パネルで発電して賄う予定である。
シンチレータという伝統な粒子検出器であるが、世のハイテク技術である GPS・無線 LAN・大容量
メモリ・ソラーパネルや超低消費電力技術などによって初めて１，０００平方キロの地表アレイが可能になった。TA の地表検出器システムが完成すると、これは軽量・低コストで設置が簡単、自立型かつ遠隔データ収集ができるから、アレイの拡張・変更やメンテは楽になる。将来の第２期計画では、一挙に
AGASA の１００倍の地表アレイを作って、大規模な宇宙線点源（クラスター）の探索を行う夢が開ける。

図４ 撮像カメラのプロトタイプ（東工大担当）

大気蛍光望遠鏡としては、口径３m の球面反射

ントがある。その第１は、空気シャワー中心までの鏡を使った超広角望遠鏡４０基を製作する。１基の望距離の測定である。単一の望遠鏡による観測では、遠鏡の視野は水平方向に１８度、垂直方向に１
５．
５度で、シャワーの見かけの大きさによって距離を決めるが、望遠鏡を２段重ねにして、仰角３―３４度をカバーす

これでは系統誤差が大きく信用し難い。TA では、る（図３）。３ケ所ある観測ステーションには、こ遠く離れた２ケ所の望遠鏡によるステレオ観測で空

の望遠鏡１
２―１
４基を扇形に並べて、水平視野約１２０気シャワー軸を３次元的に定位する。また、その結度をカバーする。反射鏡正面３m の焦点面には１６果を地表アレイによるシャワー位置と比較したり、×１６本の PMT からなるカメラ（図４）を置いて、両者を合わせて測定の精度を上げることも可能にな

大気中のシャワー像を撮影する。PMT からの信号る。

は１０MHz・１６ビットの実効感度でデジタル化する。

第２は、望遠鏡感度の較正である。基本は、大気試作中の電子回路では、夜光バックグラウンドの中の発光効率や PMT の量子効率などを絶対値で測定から微弱な蛍光信号を拾い出すために、AD 変換器

して積み上げることである。ただ、この方式では多の後に FPGA を置いて夜光 DC レベルの差し引きと数のパラメータを測定・管理する必要があるために、信号認識を行う。

労多くして精度にも限界がある。何とかして、感度原理的に単純な大気蛍光によるエネルギー測定でを一 挙 に チ ェ ッ ク で き る one―shot calibration event

あるが、これを正しく行うには幾つかの重要なポイが欲しい。そこで注目しているのがライナックから―7―

り、この方法による較正も明野やユタ現地で試験して来た。
大気透明度測定は TA のエネルギー決定の鍵であり、ユタ大学の共同研究者や競争相手のオージェ・
グループとも共同して技術開発を続けて行きたい。
大気蛍光望遠鏡では、以上のような較正技術を使って、エネルギー決定の精度１０％、到来方向決定の精度１度の実現を目指す。これに成功すれば、第２期計画では AGASA×１００の感度を持った望遠鏡群を建設して、GZK 限界を超えたニュートリノやガンマ線を探索したい。
宇宙線望遠鏡は、米国ユタ州ソルトレーク市の南西１２５マイル、北緯３９度・西経１１
３度の地点に建設する。一帯は西部砂漠地帯と呼ばれているが、駱駝の図５ 大気中に上向きに打った電子ビームによる「擬似的空気シャワー像」。GEANT simulation による。

隊商を連想するような「砂の砂漠」ではなく、潅木や丈の低い草が生えた荒野（wilderness）である。
ネバダ州とユタ州に跨る大盆地（The Great Basin）の電子ビームによる較正である。図５に、エネルの一部で、太古の湖が干上がって出来た雄大な丘陵

ギー４
０MeV の電子ビームを望遠鏡から１００m の地点が続いている（図６―８）。建設サイトの平均標高

で大気中に垂直上方に打ち上げた場合の「シャワーは１，
４００m で、北と西は山に遮られている。年間２５０像」を示す。電子ビームに１０個の電子が含まれてmm の降雨は、太平洋にも大西洋にも流れ出さず、

いれば、これは１００m 先に１０１７電子ボルト（１０km 先

大盆地内のソルトレーク湖やサイト南方のセビア湖に１０ 電子ボルト）の空気シャワーが落下したのとに流れて蒸発してしまう。湿度が低く、大気透明度

ほぼ同じ光量である。これは絶対値も判り、発光波は高い。ユタ大学のキャンパスはソルトレーク市に長も実イベントと同じ、理想的な較正光源となる！

あり、排気ガスの影響が大きいが、それでも大学のプライマリ宇宙線は超高エネルギーの単一核子で丘から見おろす市街の夜景は素晴らしく、街の灯の

９２
１

一つ一つが瞬いて見える。

あろうが、空気シャワーによるエネルギー損失の大部分は、臨界エネルギー（空気中で約８０MeV）以観測サイトを西南に貫いて大陸横断ハイウェイ下になった多数の電子・陽電子によって引き起こさ（ルート６）が走っている（図１）。この道は Theれる。この点でも低エネルギー・高電流の電子ビー

Loneliest Road in America とも呼ばれている。道路

ムはシャワーのよい近似であると言える。現在 KEK

脇に車を止めて立っていても、右にも左にも車は見の専門家の方々の協力を得て、この較正装置の検討えない。暫くすると遥か彼方に車のヘッドライトが"!

を始めたところである。
第３の問題は大気の透明度、即ち大気中のエアロゾルなどによる大気蛍光の散乱損失である。エアロ
ゾルの種類・密度が時間・空間的に変化するため、これを測定して補正することが重要になる。この為には、観測ステーション屋上とアレイ中心に、任意の方向に射出できる紫外パルスレーザを置き、大気中にレーザを射出してその散乱光を測定する。エア
ロゾルに影響されない十分な上空での Rayleigh 散
乱は、レーザのパワー（パルス中の光子数）と散乱断面積から散乱光の絶対強度が分かり、大気透明度を測る較正光源として使うことができる。また、レーザを射出した同じ場所で最後方散乱の時間変化を測定して大気透明度を求める方法が、大気汚染測図６ 望遠鏡第１サイト（Black Rock Mesa）における議論。

定などのリモートセンシング技術で実用化されてお―8―学によって借用手続が完了している。サイト一帯の
夜は人口光の汚染がなく、暗い。数年前のサイト調
査の折、夜光で仄かに明るい星空に、周囲の山並みが黒々としたシルエットを作っている。そこから薄く白い煙が立ち昇っている、と見えたのは天の川であった。この「川」は頭上を通って流れ、小さな「湾」まで作って反対の山に落ち込んでいたのである。
地表検出器の設置場所は大部分が連邦政府管理地、一部が私有地である。全５７
６ケ所の借用とアクセス路の使用許可が出るのは、早くて来年暮れの予想である。この荒野に最初の望遠鏡２基と約２０台の地表

図７ 望遠鏡第２サイト（Long Ridge）の近くから、下に地表検出器サイトを望む。

検出器を持ち込んで試験観測を始めるのは来年の夏以降になる。周辺は放牧地であり、好奇心の強い牛

ポツンと見え、数分かけて通り過ぎて行く。ハイから検出器を守るための方策や、ライフルでの狙い

ウェイに沿ってサイトの東側３０km には、デルタと撃ちなどバンダリズムを防ぐ手段を考えなくてはい呼ばれる人口３，０００人の町がある。牧畜などを生業けない。この為にはデルタ市民やカウボーイの支援とする近郊農村の中心である。TA の建設や運用は、が不可欠である。彼らと協力して、美しい荒野の自この町に設置した基地から行う予定である。デルタ

然を乱さず、また有害野生動物の脅威にめげず（ガの西北、地表検出器のサイトに隣接して第２次大戦

ラガラ蛇、毒蜘蛛、サソリが生息しているという）、中に十数万人の日系米国人が収容されたトパーズ

事故防止にも留意して、一刻も早く検出器を完成さ

キャンプ跡地がある。

せたい。

望遠鏡サイト３ケ所はユタ州の管理地で、ユタ大

図８ 望遠鏡第３サイト（Drum Mountains）にて。

―9―

報告

第２
８回宇宙線国際会議報告
梶 田 隆 章
第２８回宇宙線国際会議が７月３１日〜８月７日の８されているものであるが、日本では１９
７９年以来、実日間にわたり、つくば国際会議場で開催された。宇に２４年ぶりである。本会議を成功させるために、ま宙線研究所（組織委員長：吉村太彦所長）の主催でず本会議の基本方針を決めるとともに準備を行うたあるが、東京大学および日本物理学会との共同主催

めの準備委員会を１
９
９
９年暮れに立ち上げた。その後となった。本会議は世界持ち回りで２年に１度開催

２
００
２年に組織委員会（宇宙線研究所の教官１２人を主― 10 ―

体とし、総勢１８名）とプログラム委員会（２５名）を

本会議では宇宙線に関係する科学を広い範囲で議結成し、会場調査を含め１４回にわたる組織委員会と論した。会議は、参加者７６
１人（４２カ国）で、招待６回のプログラム委員会を開催して準備を着実に進講演が開会記念講演を含めて６件、会議のハイライ

めた。同時に、本会議で重点的にとりあげる議題やト的なトピックスを選んだ全体講演が７件、各参加

招待講演者について、国際諮問委員会（２４名）に諮

者からの口頭発表が４
９２件、ポスター発表が５
６１件、り、意見調整を行なった。SARS の発生や渡航者のラポーター講演が９件という構成であった。また、ビザ取得問題など予期しない事態も発生したが、会会議の一般プログラム終了の翌日に柏市にて一般講

議開催中の問題も含め適切に対応することができ、演会も開催した。

なんとか本会議は無事に終了した。

超高エネルギー宇宙線
竹

田

成

宏

今夏の国際会議においても「GZK cutoff の有無」

「GZK cutoff の有無」について最終結論を得るたはこの分野で最も関心をひいた話題の一つであった。

めには、より大きな露出（統計量）をもつ大気蛍光

前回ハンブルグでの国際会議以降、HiRes グループ

検出器と地上アレイによる同時観測が必要となる。

と AGASA グループとも系統誤差の再評価を行い、この方針を目指して Pierre Auger グループは、エン

それぞれ２０％程度の影響と見積もった。これによりジニアリングアレイによる実イベントの観測・解析

両者の「違い」は系統誤差として説明できるものとをはじめとして、ハイブリッド観測・解析における認識されつつあるように見受けられる。しかし、そ着実な進捗を示したが、物理結果の公表は今回の国の本質がどこにあるかは未だ結論を導き出されてい際会議では見送られた。また、国際会議直前に予算ない。殊に大気蛍光法の系統誤差について、大気蛍が通った Telescope

光の発光効率の測定、各高度における温度・密度の法（HiRes）とシンチレータアレイ（AGASA）のよ

Array 実験によって、大気蛍光

季節変動、シミュレーションにおける粒子のトラッ

り直接的な相互比較が行われることになる。これら

ク長さの過小評価の問題など、多くの指摘もあった。

の相互比較の手法が確立すれば、それぞれの拡張に

これらに答えるためにも今後の測定では、大気によ加えて、さらに巨大な有効検出面積を持つ EUSO

る減衰をモニターするだけでなく、Pierre Auger グ計画も控えており、超高エネルギーニュートリノ検

ループが始めたような大気の温度・密度の高度分布

出や超高エネルギーハドロン天文学への予感を感じをもモニターしていく必要があるだろう。

させる。

図 AGASA と HiRes（モノ、ステレオ）によるエネルギースペクトルの比較（左図：ステレオデータを固定、モノデータのエ
ネルギースケールを＋２０％、右図：AGASA データを固定、ステレオデータのエネルギースケールを＋２０％）。

― 11 ―

一方、到来方向分布については、AGASA グルー

ら１
０１８eV にかけて heavy から light へと変化し、１０１８プによる銀河系中心への集中（〜１０１８eV）と clustereV 以上では light になっていることが示された。

（≧１０ eV、４×１０ eV）という結果に対して、HiRes

AGASA グループのμ密度の測定からも１０１９eV 以上

グループの一様等方的な分布とここでも見解が分か

１
６において Fe の割合が１
４＋０％CL）という矛盾−１４％（９れた。但し、HiRes モノデータにおけるエラーボッのない結果を得ている。

１
９

１
９

クスの形状が歪なこと、観測時間の非一様性なども最後に、HiRes（モノ、ステ レ オ）と AGASA にあり、解析手法の最適化が求められるところであろよるエネルギースペクトル（エネルギースケールをう。また、最高エネルギー宇宙線の伝播シミュレー調節）を示す。HiRes ステレオデータが preliminary

ションは、実験で得られた到来方向分布やエネルであることは承知しているが、HiRes モノデータとギースペクトル、起源モデルや銀河系の内外での磁AGASA とのちょうど中間に位置する結果を出して場強度・構造を含めたより詳細なものへと進化している。この図をどう評価するかは読者に委ねるとしおり、ここからも精密な組成データとさらなる統計て、２年後インドでの国際会議で発表されるであろ量の飛躍が期待されている。現時点での組成に関しう Pierre Auger グループや TA（＋HiRes）グループては、HiRes グループの Xmax の測定から、１０１７eV かからの成果を楽しみにしたい。

高エネルギー宇宙線
瀧

田

正

人

今回の宇宙線国際会議で、筆者がレポートするの

Ooty 実験、EAS―TOP 実験、BASJE 実験、チャカル

は HE（High energy Phenomena）
セッションのトピッ

タヤ実験、パミール実験等からの報告があった。

クスのひとつである一次宇宙線の中で、そのエネル

全粒子スペクトルに関しては、KASCADE 実験、

ギー領域が１０ eV 以下の空気シャワー観測に関する

EAS―TOP 実験、チベット実験（Tibet―Á）は今まで部分である。

高い高いと言われていたチベット実験（Tibet―¿）

１
７

まず、１
０ eV 以下のエネルギーで２つほど面白そと良く合う結果を報告した。どの実験結果が正しい

うな実験が目についた。ひとつめはアメリカにあるのかを議論する前に、各グループで共通のシミュ

１
４

水チェレンコフカロリメーターの Milagro 実験がよ

レーションコードで解析を行い、相対的な比較をすうやくデータを出し始めたことである。宇宙線中のることがまず必要なのではないかという印象を受け

月や太陽の影、カニ星雲や活動銀河核 Mrk４
２１からた。これは、古いデータに基づく結果もあると思わのガンマ線観測、北天ガンマ線サーベイデータなどれるので、言うは易く行うは難しなのかもしれない。

の解析結果を発表していた。先発の Tibet 実験とのまた、様々な系統誤差や各実験間のエネルギース

差別化を狙って、宇宙線中の陽子とガンマ線を弁別

ケールの校正誤差（例えば２０―３０％程度）を考えるするソフトウェアに積極的に取り組むことによりガと、全粒子スペクトルの絶対値に関してはどの実験

ンマ線のＳ／Ｎ比を上げようと努力している様子がもよく合っており、スペクトルの３―５PeV に折れ伺われた。いまひとつは、中国のチベット高原に建曲がり（Knee）が存在することを皆示唆している

設中の ARGO 実験である。RPC を用いた敷詰タイというのが個人的な見解である。

プの空気シャワー観測装置（総面積５，０００m ）であ一次宇宙線の化学組成に関して KASCADE 実験

る ARGO 実験は２００５年にデータ取得開始予定で、は、観測された電子シャワーサイズとミューオン数

現在その一部の８００m２のテストを行っている。首尾に基づいて、陽子、ヘリウム等のエネルギースペク

よく仕様通りに稼動すると、数１
００GeV 程度のエネ

トルを発表した。全粒子エネルギースペクトルのルギー閾値で広視野ガンマ線観測ができるはずであKnee は陽子成分の折れ曲がりによるもので、ヘリる。隣同士にあるチベット実験と ARGO 実験は TeV

ウム成分の折れ曲がりは陽子成分の２倍にあたり、領域の GRB 等遷移的な現象を検出したときに、お超新星残骸での加速シナリオを支持するとの内容で互いにその結果をコンファームできることになる。

あった。ただし、KASCADE 実験のヘリウム成分ス

さて、次に１０ eV〜１
０ eV の一次宇宙線に関して

ペクトルは直接測定とのつながりがあまり良くなさ

は、KASCADE 実験、Baksan 実験、チベット実験、

そうにみえる。一方、チベット実験は、中心に設置

２

１
４

１
７

― 12 ―

したコア検出器（エマルションチェンバーとプラス

まったところで、鉄成分の Knee が１０１７eV 領域にあチックシンチレーター検出器からなる。
）により陽るかどうかを確認しようとしている。Knee 及びそ子成分にバイアスをかけた実験を行って陽子成分のの前後のエネルギー領域の宇宙線の化学組成と折れエネルギースペクトルを測定したが、飛翔体による曲がりの問題の決定的解決にはまだかなりの時間が直接観測結果を低エネルギー側から延ばしたスペクかかると思われる。

トルからは、陽子成分の折れ曲がりは１
０
０―２
０
０TeV

ここで、話は少し変わってシミュレーションコー

程度と見積もられ、KASCADE 実験とは統計誤差のドに移る。宇宙線の標準シミュレーションコードと範囲では合っていないようである。Tibet 実験は全して現在広く使用されている Corsika であるが、そ粒子スペクトルの Knee は鉄等の重い原子核によるの低エネルギー領域では、エネルギー保存則を満たものと推測しており、これも超新星残骸での加速シしていない GHEISHA が使用されているので現在のナリオを支持する。KASCADE 実験およびチベット

GHEISHA はやめて FLUKA を採用した方がよいと実験は現在、様々な系統誤差を見積っている最中での指摘があった。特に最高エネルギー領域のミュー

あるが、その結果を早く知りたい。また、KASCADE

オンの数分布に大きな影響が出そうな印象を受けた。

実験は KASCADE―GRANDE 実験のデータ取得が始OG セッション
榎

本

良

治、大

橋

正

健

一次宇宙線の成分に関しては実に膨大な数の実験

ラウンド観測値を信頼するなら宇宙線生成エネル

が現在もなされており、規模もまちまちである。一ギーは発散してしまうことになる。宇宙線の起源は

般に規模の小さい実験は結果もあまり見栄えがしな

単一ではなさそうである（あたりまえか？）。CAN-

かったという印象を受けた。BESS（反陽子）は毎年

GAROO 実験（南天観測）は RCW８
６、RX J０
８
５２―４
６２
２、

きっちりデータをだしている。ATIC（電子、原子核）

銀河中心よりのガンマ線検出を報告した。銀河中心に関しては粒子の分別がきっちり証明され、統計誤はハイライトであった。NGC２
５３に関してはガンマ差も小さく、他を圧倒した感じがする。エネルギー

線ハローとの解釈がでている。

の高いところはやはり原子核乾板しかなく、RUN-加速理論では、Voelk、Berezhko、Ksenovontov のJOB はいまだ健在である。これより少し上のエネル

非線形理論はハイライトであった。その他のトークギーをみたいわけだが、これに関する画期的なアイ

では Simple な理論を展開する人が多かったが、複デアはいまだでていない。将来計画ではやはり AMS

雑だからといって避けては通れぬという気がした。

がもっとも金がかかっており、各測定器をひとつず暗黒物質では、各 IACT のグループは探査を始め

つたくさんのトークにわけ話していた。ISS ではだした。上限値ではあるが、実験室の実験とくらべ

CALET は AMS のとなりに位置している。

ひけをとらない値が報告されている。銀河中心とも

GRB に関して、HETE２ではいろいろなイベント

からめ今後の展開が楽しみである。

があったそうですが、ここで宇宙線が生成されるという説得力はいまだないように感じられた。

次期 IACT は、HESS と CANGAROO―Áが動き出した。HESS 望遠鏡の性能は見事であり、CANGA-

ガンマ線観測では、チベット、ミラグロの全天

ROO で検出できなかった PKS２
１
５
５―３
０
４からのガン

サーベイはやはり大事である。現在かに星雲の１／マ線検出に成功している。また、最終結果でないが３程度の感度までいっており、北天にはこれ以上のSN１
００
６からはガンマ線が検知できておらず、今後のフラックスのガンマ線源は３つしかないということ両グループの動向が注目される。CANGAROO―Á

である。できれば南天に関する計画も示してほしい。

の解析に関しては遅れ気味であるので今後の努力がHESS、WHIPPLE の北天観測では、さらにいくつか必要である。MAGIC は順調に建設がすすんでいるのガンマ線天体が同定された（グレードＡ）。未知の（現時点では動き始めている）。

天体として TeV J２
０
３
２＋４
１
３
０は果たして何なのか？
かなり遠いAGN H１
４
２
６＋４
２
８からもTeVのガンマ線がきていることが確認され、銀河間の赤外バックグ― 13 ―

ニュートリノ、ミューオン
森

山

茂

栄

このセッションでは、太陽ニュートリノ、大気

結果について報告された。今回、観測結果がνμ→

ニュートリノ、南極等での高エネルギーニュートリ

ντのニュートリノ振動ではないニュートリノ崩壊

ノ実験、等に加えて、今回原子炉ニュートリノの観など、エキゾチックなモードについての解析もなさ測を行った KamLAND の報告があった。２００
２年にれたが、データからはそれらの可能性については支は SNO、KamLAND、K２K 実験などが相次い で 成

持されないことが報告された。これらに関連して、果をあげており、非常にアクティブなフィールドでBESS などの高精度の宇宙線フラックス測定は非常ある。ただしセッションを完全に網羅できていないに重要であり、ミューオンの測定がいくつか報告さためこの報告がニュートリノ中心になってしまった

れた。山頂高度でのミューオンの測定、Cutoff rigid-

ことをご容赦いただきたい。

ity によって地上のスペクトルの変化の測定などが太陽ニュートリノの観測では、スーパーカミオカ

あり重要な成果を上げている。高いエネルギーのンデ（SK）、SNO の報告がなされた。SK では新たミューオンについては、LEP のＬ３検出器を使っな解析が導入され、９９％信頼度で LMA 解であるこた高エネルギーミューオン測定Ｌ３＋Ｃが面白く、とが示された。反ニュートリノの上限値として、標２TeV までの測定が行なわれている。

準太陽模型の予想フラックスの０．
８％以下であるこ

ニュートリノ望遠鏡として、AMANDA が成果をとも示された。SNO からは、中性カレント反応検

上 げ て い た。他 に も Baikal、NESTOR、ANTARES、出率を高める NaCl を導入した結果は残念ながら報ICECUBE なども活発に進められており、極めて活告されなかった。ただしフラックスの昼夜変動など

発なフィールドであると感じた。これらが狙うのは、を考慮した解析がなされ、やはり LMA 解を強く示

km３級の水チェレンコフであり、南極などで測定や唆していた。また、KamLAND の最新結果として、準備を開始している。特に今回、AMANDA―Àの初観測されたフラックス及びスペクトルの歪みからの成果が発表された。大気ミューオンの測定からは、

９５％の信頼度で２つの LMA 解が許容領域として示CORSIKA を用いた期待値と比較され、天頂角分布された。まだ統計は少ないが地球内部起源のニューはよくあっていた。大気ニュートリノは５
７０事象観

トリノの信号の可能性にも言及があり、今後の統計測され、１００TeV まで Frejus の結果と一致している。

量の増加が期待される。

ANTARES は２本のプロトタイプを海中に沈め、試宇宙天体を起源としたニュートリノ観測としては、験を行っており、２００６年に検出器が完成の予定であSK から幾つかの報告があった。超新星爆発起源のる。IceCube はやはり南極に２００４年から建設予定で背景ニュートリノについては、その流束に制限をつあり、ハードウェアの製作や基本性能の評価が着々ける事ができた。ただし興味深いモデルに対してはと進んでいた。地球を薄く貫通するタウニュートリ

依然３倍程感度が不足しており、今後の感度向上がノが作るタウを観測する提案も議論された。世界中望まれる。

で予定されているこのような大規模実験の今後の進

また、SK フェーズ１での大気ニュートリノ観測展に注目してゆきたい。

重 力 波
黒

田

和

明

重力波のセッションは、関係者のご理解とご努力

アで７月６日から１
１日、ブラジルで７月２０日から２６により今回から初めて ICRC に取り込まれた。しか日と開かれる事情と重なってしまった。日程がずれしながら、重力波関係の研究者が慣例的に出席してているとは言え、このように地球をちょうど３等分

いる、Amaldi Meeting（２年ごと開催）及び Marcel

する位置での開催であるため、この ICRC での重力Grossmann 会議（３年ごと開催）がそれぞれイタリ

波セッションに参加する重力波関連研究者の参加数― 14 ―

に懸念があったことは確かで、このため、欧米の重検出器データとの相関解析結果がGran SassoのLVD

力波プロジェクトを代表する参加者が確保できるよニュートリノ Telescope を用いて実験を行っている

う、事前の勧誘に意を注いだ。最終的に仏・伊合同

グループから報告された。いずれも重力波の信号はプロジェクトの VIRGO 計画からの参加者が得られ埋もれてしまっている雑音の解析が主であるが、方なかったが、LIGO 計画、GEO 計画、イタリア共鳴法論と合わせて今後の進展が注目されるところであ型グループなどからの参加を得ることができた。米る。

国 LIGO が、２観測所ともに稼働を開始したこと、Ｒ＆Ｄ研究の報告は、日本の将来計画 LCGT、共第一期の最終感度までもう一桁であること、GEO 計

鳴型重力波アンテナの感度向上の研究などに関する

画は LIGO 計画と歩調を合わせて進んでおり、ヨーものであった。また、地下施設利用実験の広がりをロッパでの将来計画が検討されていることなど、重垣間見せる報告として、ロシア Baksan ニュートリ

力波研究の活発な様子を伺い知ることができた。

ノ観測所で行われている地殻ひずみ計測があり、今また、宇宙空間利用の重力波検出計画 LISA の紹

年６月から開始された神岡地下施設の地殻ひずみ計

介もあった。TAMA が観測データを蓄積しつつあるを思い起こした関係者もおられるのではないかと思

現状を反映して、TAMA のデータを用いた解析につ料される。以上の他、初期宇宙での重力波発生の理

いて、神岡２０m 干渉計観測データとの相関解析結果、論やコンパクト星の回転不安定性に基づく重力波発

合体後のブラックホール振動による重力波探査結果、生などの理論に関する報告があった。発表総数は３２２重中性子星合体の重力波探査の状況、バースト波

件、このうち、口頭報告が１８件、ポスター報告が１
４

解析結果などが報告された。さらに、ニュートリノ

件であった。

と重力波との同時観測としてイタリア国内の共鳴型― 15 ―

報告

小柴昌俊先生ノーベル賞受賞記念講演会
福 島 正 己平成１５年１
０月２日、柏市・柏商工会議所・宇宙線

かを生き生きと説明された。講演当初は中学生の理研の共同主催で、小柴昌俊先生のノーベル賞受賞記

解力を心配されていたが、最後には超新星観測 SK

念講演会が行われた。会場のアミュゼ柏・クリスタ

ネットワークやニュートリノ地球トモグラフィにまルホールは、柏の中学・高校生１
５０人と市民２
５
０人にで話が及び、新しい世代に夢を託して話を終えられよって満員となり、小柴先生の講演「ニュートリノ

た。講演後には十人を越える中学高校生と市民の質

天体物理学の誕生」に聴き入った。小柴先生は、ケ問に答えられた。
「研究者を目指すのに何が一番大プ ラ ー に よ る 天 体 運 行 法 則 の 発 見、ガ リ レ オ・

切か」との中学生の質問に「本当に好きなことをや

ニュートンによる万有引力の発見から説き始め、方ると疲れを知らない、時間を忘れる。研究者に限ら

角・時刻・スペクトル測定を兼ね備えたカミオカン

ず、自分の適性はそれによって見つけなさい」と、デが、どのような努力と偶然によって超新星爆発やゆっくりと確信を持って答えられたのが印象的だっ太陽ニュートリノ振動を解き明かす望遠鏡となった

た。

― 16 ―

報告

平成１
５年度柏キャンパス一般公開
東京大学宇宙線研究所一般公開委員長 久 野 純 治
１０月３１日（金）および１
１月１日（土）の両日、物

今年は、各研究グループの紹介のパネル展示およ性研究所、大学院新領域創成科学研究所、宇宙線研

び実験施設の見学に加え、重力波グループは、防振究所合同の柏キャンパス一般公開が行われました。

装置として開発した X ブランコの体験を設けましこの一般公開も年々広く知られるようになり、年々た。講演会は、今年も外部の先生もお招きし、場所

多数の方が来場されます。柏キャンパス全体でのべもより大人数を収容できる物性研究所の大講義室で４，０００人以上の方がいらっしゃいました。

行いました。須藤先生の講演は「暗黒エネルギー」

今年の企画内容は以下の通りです。

といった最近の話題も網羅しており、最新の宇宙像○宇宙線研究所研究活動紹介

をわかりやすく説明していただけました。一般の○宇宙線望遠鏡展示

方々の関心は非常に高く、２００人入る部屋がほぼ満○重力波実験室見学員になるほどでした。

○スーパー神岡実験／カンガルー実験のビデオ上映

藤枝さん、松崎さんをはじめとする柏キャンパス○重力体験：Ｘブランコ

事務部の皆様、ならびに宇宙線研究所一般公開委員○講演会の黒田先生、石原先生、浅岡先生をはじめとする宇宙線研究所の方々に、この場を借りてお礼を申し上

榎本良治助教授（東京大学宇宙線研究所）

げたいと思います。

「宇宙線の起源を求めて」
須藤靖助教授（東京大学理学部）「宇宙のダークサイド：暗黒物質と暗黒エネルギー」― 17 ―

自己紹介
安田直樹（SDSS 助教授）
２
０
０
３年１
１月１日 よ り SDSS
グループ助教授に着任しまし行ってきました。宇宙線研究所に来るまでは学生の頃からずっと天文学関係の組織に所属していたこともあり、若干の文化の違いに戸惑うこともあります
が、宇宙線研究所の一員として少しでも貢献できればと思っています。

た安田直樹です。今までは、

高エネルギーで観る宇宙についてはまだまだ素人

SDSS の大規模データを用いですが、私の専門である光学赤外線で観る宇宙と組た近傍銀河の性質の研究、国み合わせることでおもしろいことはないかというこ

立天文台すばる望遠鏡を用いとも念頭に置きながら、研究を進めていきたいとた遠方超新星の観測などを思っています。よろしくお願いします。

人事異動
発 令 日
Ｈ１
５．１
０．１
Ｈ１
５．１
０．１
Ｈ１
５．１
１．１

氏

名

森
正 樹
森 山 茂 栄安 田 直 樹異 動 内 容昇任（カンガルー教授）
昇任（神岡助教授）昇任（SDSS 助教授）

― 18 ―

現（旧）官職
カンガルー助教授
神岡助手
国立天文台助手

１
２月１６日
（火） 森

ICRR―Seminar ２００
３年度

浩二氏（Pennsylvania

State

Univ.）
チャンドラＸ線衛星をもちいたカニ星雲の研究

６月２４日（火） 野尻美保子氏（京都大学基礎物理学

１
２月１６日（火） 海老沢研究所）

研氏（INTEGRAL Science

Data Center）“Chandra 衛星と ESO／NTT による銀河面の観測お“Dark Matter と素粒子物理
７月８日（火） 須藤靖氏（東京大学理学系研究科）

よび拡散Ｘ線放射の起源
１
２月１８日（木） 寺澤

宇宙構造形成パラダイムと冷たいダークマター

敏夫氏（東京大学大学院理学

研究科）

７月２
９日
（火） Dr. Kenichi Konishi 氏（Pisa Univer-

天体加速現象の実験室としての太陽圏
１
２月２５日（木） Prof. Anatoly V. Butkevich 氏（Insti-

sity）Some Recent Developments in Supersymmetrictute for Nuclear Research, Russian

Gauge Theories

Academy of Science／ICRR）

９月２６日（金） 高橋弘毅氏（大 阪 大 学 理 学 研 究科）

MC study of ２km Muon Range Detector for JHF
neutrino experiment―Constarction and Performance―

コンパクト連星合体の重力波探査（データ解析）１
０月６日（月） 福家

英之氏（高エネルギー加速器

ICRR―Report ２
０
０
３年度

研究機構）
宇宙線反重陽子の探索

ICRR―Report―４
９
９―２
０
０
３―３（July１
８,２
０
０
３）

¸

１
０月１
７日
（金） Prof. Jocelyn Bell Burnell 氏（Univ.
Bath, England）

Time Evolution of Tunneling in Thermal Medium―
Environment―driven Excited Tunneling―

Women in Science
１０月２１日（火） 羽澄Sh. Matsumoto and M. Yoshimura
昌史氏（高エネルギー加速器

研究機構

ICRR―Report―５
０
０―２
０
０
３―４（July１
６,２
０
０
３）

¹

素粒子原子核研究所）

Explosive Dark Matter Annihilation

KEK B ファクトリーの物理―現状と将来―

Junji Hisano, Shigeki Matsumoto, and Mihoko M.

１
０月２
９日
（水） Prof. Federico Joaquin Sanchez―Nieto
氏（Universitat Autonoma de Barce-

NojiriICRR―Report―５
０
１―２
０
０
３―５（October２２,２
００
３）

º

B→φKs versus Electric Dipole Moment of １９９Hg

lona／KEK）
Scibar detector in K２K and the future K２K physics

Atom in Supersymmetric Models with Right―handed
Squark Mixing

１
１月６日（木） Prof. Todor Stanev 氏（Bartol ResearchInstitute, University of Delaware）

Junji Hisano and Yasuhiro Shimizu»

Atmospheric neutrinos and the cosmic ray flux
１
１月１１日（火） Prof.

Venya

ICRR―Report―５
０
２―２
０
０
３―６
Exact Analytic Continuation with respect to theBerezinsky 氏（INFN,

Laboratori Nazionali del Gran Sasso,

Replica Number in the Discrete Random Energy Modelof Finite System Size

Italy）

Kenzo Ogure, and Yoshiyuki Kabashima

Super GZK Neutrinos
１
１月１８日（火） 萩原薫氏（高エネルギー加速器

研究機構）
The SM prediction of the muon g―２and α
（m２z）
１
２月１日
（月） 川崎一朗氏（京 都 大 学 防 災 研 究所）
神岡レーザー伸縮計で地球の何を見たいのか？
１
２月２日（火） 福重俊幸氏（東京大学総合文化研

究科）
Structure of Dark Matter Halos from Hierarchical
Clustering― 19 ―

コラム
マックスプランク、ドイツおよびヨーロッパでの研究予算
ドイツ・ミュンヘンのマックスプランク物理学研究所に移動してもう１年近くなります。最近は、
私なりにこちらのいろいろな諸事情も多少理解が進んできたので、このコラムにドイツおよびヨーロッパでの研究予算事情について書かせていただ
きます。
（若い人は読まないほうが良いかもしれません。
）
今年の１月に着任するなり、すぐにマックスプ
ランクのディレクター会議に出席しました。そこで驚いたのは、会議の最重要議題が「マックスプ
ランク協会の財政難」ということでした。話を聞いた瞬間に、私は何か詐欺にでもあったかのような感覚でした。協会の会長と半年前の夏に研究計
画、給与について交渉したときには、そのような話は一切聞かず、和やかな雰囲気の中で良い話しか聞かなかったからです。どうも、昨年の暮れに、コール首相時代から隠されていた財政赤字が暴露され（なぜそのようなものが隠せるのか理解できませんが）、その回復のために政府関係の機関の予算が大幅にカットされることになったようです（５〜１
０％カット）。基本的には今までの、旧東ドイツ側への過剰投資が原因だったようです。
さらに驚かされたのは、その会議から１〜２ヶ
月して、協会の会長に各研究所毎に呼び出され、今後数年間で５〜１０％の人員削減が言い渡されました。あっという間のできごことで、あれよあれ
よという間に、対策がトップダウンですべて決まってしまいました（具体的にどのポストを切る
かまで、協会側が決めてしまいました）。結局、
我々のミュンヘンのマックスプランク物理学研究
所では、理論部を一部削るということになったわ
けです。我々が、削減を止めるために食い下がろうとしたら、 Sorry, I need to do it． との会長の言葉で終わりでした。というわけで、削減を受けなかったデパートメントは来年からは、マックス
プランクの予算は、基本的にほぼ回復する様子です。あまりの手際の良さに、驚く限りでした。
話をドイツに拡げます。この９月に、カールスルーエで Astroparticle Physics in Deutschland と名を打ったワークショップが開かれ、我々のグルー!

"プからは MAGIC と EUSO のプレゼンテーションをしました。この時には約２００名程度の研究者、学生が集まり、日本の宇宙線研究者会議にかなり近い数の研究者がいることに驚かされました。このワークショップは、日本の文部科学省に相当す
る BMBF 主催により開かれました。その主目的
は、ドイツでの Astroparticle Physics 関係の研究
者、研究を組織化をすることです。この会議で、KAT という ICRC に相当するような組織が作られ（ドイツの高エネルギーには昔から KET という組織が存在する、知っている人は知っているでしょう）、現在その Steering Committe メンバーの選出のための選挙準備が行われています。この組
織は、BMBF にプロジェクトの推薦を出すための組織で、大型プロジェクトを合理的に予算化するための仕掛けとなるようです。目的意識が非常に明確化されています。また、BMBF（日本の文部科学省に相当）から役人が来て、一番前の席で、それぞれの講演をしっかりと聞いているのも驚きでした。休み時間などに会話を交わしましたが、彼らは、基本的にサイエンティストで、皆さん博
士号を持っていました。
さらに、話を EU に拡げます。現在、EU Network
FP６という第６期のヨーロッパ・フレームワーク
プログラムという、予算が走り始めています。非常に多額の予算を EU の各国が供出し、ブリュッ
セルに集め（総額約２兆円）、これが、サイエンス、テクノロジーのプロジェクトに使われます。
Astroparticle Physics では ApPEC という枠組みが組まれ、詳細は不明ですが、１
００億円を超える予算が盛り込まれています。今この予算の取り合いで、皆さん、我々も含めてここのところ血眼になっています。こちらの話は、あまりにも血なまぐさいので詳細は割愛させていただきます。
次回、同じコラムで再び書くチャンスがあれば、ヨーロッパの Astroparticle Physics のサイエンス
レビューをしたいと思います。失礼しました。
（マックスプランク物理学研究所・ミュンヘン
ディレクター
手嶋 政廣）

No.52

2003年12月25日

東 京 大 学 宇 宙 線 研 究 所〒277-8582 千葉県柏市柏の葉5−1−5
TEL（04）7136−5106又は5137
編集委員 大橋正健 大西宗博

― 20 ―