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東

京

大

学

宇

宙

KAZUMASA KAWATA & HIROYUKI SAGAWA, ICRR – Telescope Array Group

線

研

究

所

研究紹介

P 1.
テレスコープアレイ実験で捉えた最高エネルギー宇宙

宇宙線研究所線のホットスポット川田・・・川田 和正
佐川 宏行
P 6.
インフレーション理論と
BICEP2・・・横山修一郎
P 13.

和 正・佐 川宏行

テレスコープアレイ実験で捉えた最高エネルギー宇宙線のホットスポット

ICRR Report
P 13.
ICRR Seminar
P 13.
人事異動

最高エネルギー宇宙線は地球上で観測される最もエネ
ルギーの高い宇宙粒子であり、その発生源とエネル
ギー獲得機構は謎に包まれている。日本・米国・韓国・
ロシア・ベルギーの国際共同で行われているテレス
コープアレイ（TA）実験グループは、5 年間に観測した（5.7×1019eV 以上）解析した結果、おおぐま座の方向に最高エネルギー宇宙線が集中する「ホットスポッ
ト」の兆候を捉えた。この結果は、最高エネルギー宇
宙線の起源解明にむけた大きな第一歩となるであろう［1］。

1 最高エネルギー宇
宙線

100km2（山手線の内側と同程度の面積）に年に 1 発来るか来ないか程度の稀な現象である。
これは地球上で観測される最もエネルギーの高い粒子で、スイス・セルンにある世界最大の粒最高エネルギー宇宙線の起源とその加速機構

子加速器（LHC 実験）で作り出せるビームエの解明は、現代宇宙物理学の最重要課題の一つ

ネルギーの 1000 万倍に相当する。我々の目的である。宇宙線は 109eV−1020eV まで広いエネ

は、このような極限エネルギー粒子を生み出し

ルギー範囲にわたるが、我々の観測対象であるている、宇宙のどこかにある、天然の最強加速

最 高 エ ネ ル ギ ー 宇 宙 線（ 〜 1020 eV） は、器の探査にある。天体内で最高エネルギーまで

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研究紹介

銀河系磁場の構造や銀河間磁場のて、この「ホットスポット」の解釈につい強度に関する情報が得られるる。

て検討し、最後に今後の展望について述べ

2 テレスコープア
レイ実験

宇宙線を加速するには、宇宙線を長く閉じ

宙における磁場の強度や方向はファラデー

込めておく必要があるため、その天体の大回転などを利用して測定されているが、精きさと磁場強度の関係から、候補となる天

密な測定は非常に難しい。銀河系内の磁場体は制限される（Hillas 条件） 。 例えば、構造には複数のモデルがあり［7］、銀河間磁場

テレスコープアレイ（TA）は、米国ユ宇宙で最大の磁場強度を持つマグネター、の強度には大きな不定性（10−17G〜10−9G）

タ州の荒野で稼働する北半球で最大の検出

宇宙で最大の大きさを持つ銀河団、宇宙でが残っている［8］。さらに、最高エネルギー感度を持つ宇宙線観測装置である。図 1 の最大の重さのブラックホールを持つ活動銀

宇宙線が鉄などの他の原子核であれば、曲ように 3m2 のプラスチックシンチレータ

河核、宇宙で最大の爆発現象であるガンマがり角は陽子の Z 倍になってしまう。TA

地 表 粒 子 検 出 器（Surface Detector : SD）

線バーストなど、何らかの宇宙における極実験の XMAX（空気シャワーの最大発達の深507 台を 1.2km 間隔に設置して約 700km2［2］

限天体が挙げられる。また、その他には、さ）測定の結果においては、10 eV 以上の面積で宇宙線を検出している。そして、ビッグバン初期にできた超重粒子や宇宙紐の積分値では陽子と矛盾のない結果である

それを見込むように三か所に大気蛍光望遠が崩壊して、最高エネルギー宇宙線が作らが［9］、GZK 限界のエネルギー領域（〜5×

鏡（Fluorescence Detector : FD）のステーれるという少し突飛な理論も存在する 。

10 eV 以上）に限ると観測数が不足してションがあり、SD と同時に同じ宇宙線を

ビッグバンのなごりである宇宙背景放射いるために分かっていない。しかし、これ観測できる。宇宙線が大気と相互作用を起が発見されたあと、Greisen［4］と Zatsepin とは裏を返せば、最高エネルギー宇宙線の観こして生じる二次粒子群を空気シャワーとKuzmin［5］は、（4〜6）
×1019eV 以上の宇宙線

測によって、その核種や広がり分布、発生呼ぶ。SD は空気シャワー中の粒子の地表は宇宙に満ちた宇宙背景放射光子との共鳴源までの距離が特定できれば、銀河系磁場レベルでの数や到来時間を測定する。それ反応によりエネルギーを一気に損失するだの構造や銀河間磁場の強度に関する情報がと同時に、FD は空気シャワー中の粒子がろうと予言した。これを提唱者の頭文字を得られることを意味している。

窒素分子を励起した際に生じるわずかな蛍

［3］

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19

とって GZK 限界と呼ぶ。実際に、このエ

今回、我々は TA の 5 年間の観測で最高光を観測する。SD は昼夜を問わず連続的

ネルギー以上で急激な観測事象の減少が複エネルギー宇宙線が集中する領域「ホットに観測でき、東京 23 区と同程度の大面積数の実験で観測されており、TA 実験の測スポット」の兆候を捉えた。本稿では、ま（700km2）で、より多くの宇宙線を観測

定でも確認されている 。もし、この観測ず 初 め に TA 実 験 の 概 略 を 紹 介 し、 次 にできるという利点を持つ。FD の観測は月事象の減少が GZK 限界で説明できるならデータ解析の詳細について説明する。そしのない天気の良い夜に限られるが、空気［6］ば、最高エネルギー宇宙線の発生
源は、背景放射光子との衝突がほ
とんどない約 1.5 億光年以内に限られ、前節で述べた Hillas 条件と合わせると、さらに発生源の場所が絞られる。
一方で、宇宙線は電荷を持つために宇宙に存在する磁場によって曲げられる。特に、低エネルギーの宇宙線は、地球で観測された時には磁場によって完全に元の方向を失ってしまい、起源の特定はできない。実際に、これまでの宇宙線観測は到来方向が極めて等方的であることを示している（注1）。しかし、最高エネルギー宇宙線は、もしその核種が陽子であり銀河系内外の磁場強度が一般的に考えられている程度であれば、ほとんど
直進してくるために起源を直接特定できる可能性がある。但し、宇

図 1：テレスコープアレイ実験。□は 507 台のシンチレーション地表粒子検出器（SD）で 700km2 の領域をカバーする。■は SD を取り囲むように配置された大気蛍光望遠鏡（FD）ステーション。破線矢印は各 FD ステーションの視野。★はキャリブレーションのための中央レーザー装置（CLF）。右上
写真は 1 台の SD で発電用のソーラパネルが見える。右下写真は FD ステーションで固定型の反射望遠鏡が 12 基収容されている。

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このような高統計と高確度での最高エネル
ギー宇宙線の非等方性の観測例は他にない

図 2 ⒜は、上記の条件で 5 年間に観測された 72 事象の最高エネルギー宇宙線の到来方向を赤道座標上にプロットしたものである（注3）。ご覧のように、赤緯＝40 、赤経＝150 付近を中心とした数十度程度

シャワーの縦方向発達の全体を観測するこ月までの 5 年間に SD によって取得されたの領域に宇宙線の集中が見られる。この集とで、宇宙線の核種が識別でき、エネルギーデータを用いた。空気シャワー検出のハー中度の有意度を調べるために、半径 20 のがより正確に分かるという利点を持つ。本

ドウェアにおけるトリガ条件は、8 マイク

円の中に入る事象数を調べたのが図 2 ⒝解析では、SD で取得された宇宙線データ

ロ秒以内に 3 粒子以上記録されている検である。赤い部分が特に事象が集中していを使用するが、宇宙線の絶対エネルギーに出器が 3 台以上と設定されている。さらる と こ ろ で、 最 大 で 19 個 の 最 高 エ ネ ル

関しては、FD で得られるエネルギーに合に以下の解析条件が課されている。⑴ 空ギー宇宙線が半径 20 円の中に観測されわせるように補正している。これは SD と気シャワーの再構成に使用できる粒子検出

た。さらにこれと比較するために、図 2 ⒞器数が 4 台以上、⑵ 天頂角が 55 以下 、は、特定の方向に事象の集中がなく、一様

統的な差異が存在するが、空気シャワーの⑶ エネルギーが 57 EeV（＝5.7×1019 eV ）に宇宙線が到来する場合のバックグラウン

縦発達全体を観測でき、複数の方法で装置

以上、である。作為的な解析パラメータのド分布である。TA の地理的条件なども考の較正がされている FD の信頼性が高いと走査を避けるために、このエネルギー閾値慮してモンテカルロ（MC）シミュレーショ

いう理由からである。具体的には、まずは 2007 年に Auger 実験（注2）が宇宙線と活ンによって推定されている。この MC シ

FD と SD で 同 時 に 観 測 さ れ て い る 空 気

動銀河核との位置相関解析で決められた

ミュレーションは、到来方向がほぼ一様だ

シャワー事象から、そのエネルギー差の平値［10］を使用している。これらの条件をパと分かっている 10EeV 以上の観測データ

スした宇宙線の角度分解能は 1 度程度で、とよく一致している。図 2 ⒟は、⒝の観

そして、SD で得られたエネルギーを FD

エネルギー分解能は 15% 程度である。ま

測データと⒞のバックグラウンド分布からで得られたエネルギーに合わせるようにた、統計数を増やすために、SD アレイの計算された、最高エネルギー宇宙線の集中縁（図 1 左の SD 全体を取り囲む実線の付度の有意度（σ）マップである。カラーは近）に落ちた事象も解析に用いている。こ

集中度の高さを表しており、最大の有意度の縁に落ちた事象は、角度分解能とエネル

は 赤 緯＝43.2 , 赤 経＝146.7 の 位 置 で、

ギー分解能が若干劣るが、後で述べる本解5.1σ（4.49 事象のバックグラウンドに対析のような、大きな角度スケールの到来方

して 19 事象を観測）となり、この領域を向の非等方性を見るためには十分と判断し「ホットスポット」と呼ぶことにする。

FD で得られるエネルギー（E SD、E FD）に系

均 割 合（＜E SD / E FD＞＝1.27） を 求 め る。

27% 下方補正している（E ＝ E SD / 1.27）。

3 宇宙線到来方向のデータ解析
本解析では、2008 年 5 月から 2013 年 5た。

次に、このようなホットスポットが一様な到来方向分布から偶然に現れる確率を次のような手順で見積もった。⑴ 宇宙線が一様等方か
ら や っ て 来 る と 仮 定 し て MC シ
ミュレーションによってランダムな方向に 72 事象（観測と同数）を発生（＝「1MC セット」とする）。
TA の地理的条件による検出効率も考慮する。⑵ 1MC セットを観測データと全く同様に解析し視野内で最大の有意度（σ）を探索する。但し、この時に探索する円の半 径 は 15 、20 、25 、30 、35とし、その中で一番高い有意度（σ） を 選 ぶ。⑶ こ れ を 100 万
個 の MC セ ッ ト に 対 し て 行 い、
5.1σ以上（観測と同じ有意度）

図 2：⒜青点は 57EeV 以上で観測された宇宙線の到来方向分布、点線より上側が我々の視野。⒝半径 20
円の中に入る観測された宇宙線数のカラーマップ。⒞ MC シミュレーションによる宇宙線が一様分布だと仮定した時のバックグラウンドのカラーマップ。⒟宇宙線の集中度の有意度カラーマップ、⒝と⒞から計算。［1］より転載。

が何回現れるかを数える。実際のデータ解析では、半径 20 の円のみでの探索が行われているが、これは低エネルギー側（＞1EeV）ICRR News NO. 90 2014.9.30

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の宇宙線の非等方性を探索する解析［11］をそのまま踏襲している。しかし、図 2 ⒜において、恐らく 目で事象が集中する

角度スケールをある程度の範囲で走査してしまっている可能性がある。この影響を考

今回のホットスポットは特に「おおぐま座銀河団」に近い。

慮するために、⑵で半径 15 ‑35 の 5 つの宙には「宇宙の大規模構造」と呼ばれる泡

測し、おおぐま座の方向にその「ホットス

探索円での走査をペナルティーとして課し構造をした銀河の密度ゆらぎがあり、図のポット」の兆候を捉えた。このホットスポッ

た。結果として、このようなホットスポッ

ように銀河の多い領域と薄い少ない領域がトが一様な到来分布から偶然にあらわれる

トが一様な到来方向分布から偶然に現れる存在する。特に近傍銀河に限ると、超銀河確率は 3.7×10−4（3.4σ）である。これま確率を 3.7×10−4（3.4σ）と見積もった。

面と呼ばれる（我々の住む天の川銀河も含でに、このような高統計と高確度での最高むような）銀河の集中する面が現れる。こエネルギー宇宙線の非等方性の観測例はなの超銀河面には、いくつかの有名な銀河団

く、本研究成果が最高エネルギー宇宙線のがあり、今回のホットスポットは特に「お起源解明への大きな手がかりとなることを

おぐま座銀河団」に近い。また、ホットス

期待している。このホットスポットはまだ

ポットは超銀河面からは少しずれている

氷山の一角であり、検出感度を上げること

このホットスポットの中心付近には、明が、最近接の銀河団や銀河フィラメント（注4）でさらに詳細な構造が見えてくるであろ

確な候補となる高エネルギー天体は発見さ内の磁場の影響を受けている可能性もあう。現在、同グループでは「TA×4」と呼れていない。しかし、ホットスポットは直る。現在のところ、銀河系内外の磁場強度ばれる計画を提案中である。現行 TA は、径で 40°程度に広がっており、幾つかの銀や構造の不定性は極めて大きい。今後、発507 台の地表粒子検出器を 1.2km 間隔で河団が存在する超銀河面に比較的近く、最生源を絞り込むには、より正確な磁場の情

碁盤目状に並べ、700km2 の検出面積を持も近い超銀河面からは 19 の距離にある。

報も重要となる。

つ。TA×4 で は、 さ ら に 500 台 の 同 型 の4 ホットスポットの解釈

GZK 限界があり、磁場の影響が少ないとすると、発生源は 1.5 億光年以内の近傍の物質密度（銀河などの密度分布）と相関があると考えるのが最も自然である。図 3 は2MASS（2 ミクロン全天サーベイ）による

粒 子 検 出 器 を 追 加 し、 検 出 器 の 間 隔 を5 まとめと今後の展望2.1km に拡げて、合計で検出器面積を 4 倍に拡張する計画である。検出器間隔が広くなることによって、低エネルギー側の宇宙線の検出効率は落ちるが、最高エネルギー

1.5 億光年以内の銀河分布［12］に TA のホッテレスコープアレイ実験の 5 年の観測

宇宙線の検出効率はそのまま 4 倍になる

トスポットを重ね合わせたものである。宇で、72 事象の最高エネルギー宇宙線を観公算である。今後も、最高エネルギー宇宙

検出感度を上げることでさらに詳細な構造が見えてくるであろう

線の観測統計を着実に増やして、ホットス
ポットの検証、点源探索、エネルギースペ
クトル・質量組成の詳細解析、超高エネル
ギー光子・ニュートリノ探索を行う。それと並行して、他の観測グループ（高エネル
ギーニュートリノやガンマ線）とも連携して、最高エネルギー宇宙線の発生源をつきとめ、そこで起きている宇宙の極高エネルギー現象を明らかにしていきたい。
（注 1）1015eV 以下の領域では最大で 0.1% 程度の到来方向の非等方性は観測されている。
（注 2）Auger 実 験 は 南 米 ア ル ゼ
ンチンで稼働中の宇宙線観測装置である。TA と同じエネ
ルギー領域の宇宙線を測定しているが、南半球に設置され

図 3：2MASS に よ る 銀 河 分 布 に TA の ホ ッ ト ス ポ ッ ト を 重 ね 合 わ せ た（© AAS. Reproduced withpermission）。赤い丸の方向には 2 つの有名な銀河団がある。
［12］ているために TA とは反対の南天の空を主に観測している。
（注 3）我々の観測装置は北半球

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にあるので、図 2 ⒜の下半分（点線

イベント報告以南）に相当する南天の空は観測できない。
（注 4）銀河フィラメント：重力的に拘束された銀河からなり、長さが数億から数十億キロメートルからなる巨大な紐状の構造の集まりである。

「大型低温重力波望遠鏡・KAGRA のトンネル完成」見学会を開催しました

参考文献［1］ Abbasi, R.U., et al., ApJL, 790 , L21（2014）［2］ Hillas, A. M., ARA&A, 22, 425（1984）［3］ Berezinsky, V.S., Nucl. Phys.（Proc.
Suppl）,B87, 387（2000）［4］ Greisen, K., PRL, 16, 748（1966）［5］ Zatsepin, G.T., & Kuzmin, V.A., J. Exp.
Theor. Phys. Lett., 4, 78（1966）［6］ Abu-Zayyad, T., et al., ApJL, 768 , L1
（2013）KAGRA トンネル報道機関向け見学会の様子［7］ Jansson, R. & Farrar, G.R., ApJL, 761 ,L11（2012）
Pshirkov, M., et al., ApJ, 738, 192（2011）
Sun, X.H., et al., A&A, 477, 573（2008）［8］ Durrer, R. & Neronov, A., A&A Rev. 21,
62（2013）［9］ Abbasi, R.U., et al., arXiv: 1408 . 1726
（2014）［10］Abraham, J., et al., Science, 318 , 938（2007）［11］Kawata, K., et al. Proc. of 33rd ICRC（Riode Janeiro）, CR-EX（Id:311）（2013）［12］Huchra, J.P., et al., ApJS, 199 , 26（2012）

東京大学宇宙線研究所がホスト研究機関となり、高エネルギー加速器研究機
構と自然科学研究機構・国立天文台を共同ホスト機関として密接な協力体制のもと、アインシュタインの一般相対性理論により存在が予測されている重力波の世界で初めての直接的検出を目指した、大型低温重力波望遠鏡・KAGRA（かぐら）の建設が、2010 年より岐阜県飛騨市神岡町池ノ山の地下において進行中です。2014 年 3 月末をもって、その KAGRA を格納する地下トンネルの掘削が完了し、引き続き地下空洞を実験室として整備する工事が進んでいます。
2014 年 7 月 4 日に開催された見学会では、KAGRA が設置されることになる地
下空洞の工事の様子を報道関係者に公開いたしました。
重力波望遠鏡の設置場所として地下環境が選定されたのは、世界で KAGRA
が初めてです。地下が好環境である理由は、極めて微弱な重力波の信号をとらえる KAGRA にとって、信号を掻き消す雑音となりうる地面の振動が、地表に比べて 100 分の 1 程度と小さいためです。KAGRA 本体を格納するトンネル部
は、地表より 200 メートル以深の地下に掘削され、一辺 3km を 2 本持つ L 字構造をしており、今回は中央実験室の位置する中央部分と二階構造をご見学い
ただきました。見学会および記者会見に続き、「KAGRA トンネル掘削記念祝賀会」が開催され、高い技術により 7,687 メートルのトンネル掘削を最短で実現した鹿島建設株式会社が表彰されました。
今後は、現在進めている実験設備の整備、
装 置 の 構 築 を 経 て、
2015 年末に最初の試
験 運 転 を 行 い、2017年度には、極低温鏡を用いて重力波観測運転を開始する予定です。

見学会の後に、北部会館にて KAGRA トンネル完成記者会見が行われました

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宇宙線研究所横山修一郎

インフレーション理論と
BICEP2
2014 年 3 月 17 日、「インフレーション起源原始重力波の痕跡を発見！」という衝撃的なニュースが飛び込んできた。アメリカの研究グループが南極に設置した電波望遠鏡 BICEP2 が、高感度観測により B モード偏光を検出したというものである。2013 年春の Planck チームによる宇宙マイクロ波
背景輻射（CMB）の報告と比較すると、驚くべきほどの強いシグナルの結果となり、現在までに、双方の整合性について様々な可能性が理論的に指摘されるに至った。今後は、様々に立ち上がっている精密観測計画により、この観測間の整合性に関する議論は収束していくであろう。

1 イントロダクション
2013 年春の Planck チームによる宇宙マ
イクロ波背景輻射（CMB）の詳細観測に

月まで周波数 150GHZ の電波観測で得ら重要な理論帰結である原始密度揺らぎ、それたデータの解析に基づいており、プロして原始重力波の生成について述べたい。

ジェクトの名前としてはアップグレード版という意味で BICEP2 と呼ばれる。

インフレーション理論とは、佐藤勝彦氏、Alan Guth 氏、Andrei Linde 氏、Alex Star-

関する報告⑴ 以降、次の CMB 観測におけ

本稿では、この BICEP2 によって報告さobinsky 氏、Paul Steinhardt 氏らによってる 大 き な 成 果 報 告 は 2014 年 の 同 じ くれた「インフレーション起源原始重力波の1980 年代初頭に提唱された理論である⑶．

Planck チームによる、残りのデータの解痕跡を発見！」について解説し、理論グルー

現在観測からも強く支持されている膨張

析結果と偏光に関するものであろうと思っ

プにおいて、私と共同研究者が行った関連

ビッグバン理論であるが、自然に説明するていた中、若干の閉塞感が否めなかった宇研究を紹介したいと思う。まずは、インフことが困難ないくつかの「不自然さ」があ宙論業界に驚くべきニュースが飛び込んでレーション理論について簡単に解説し、ることが知られている。一般に、平坦性問きた。「インフレーション起源原始重力波

BICEP2 による電波観測と原始重力波の痕

題、地平線問題、モノポール問題などと呼の痕跡を発見！」というものである⑵。こ跡を発見したという報告がどうつながるのばれているが、これらの問題を「自然に」の 報 告 主 は BICEP（Background Imaging

かについて触れて、我々の関連研究につい解決するために考えだされたのが、インフ

of Cosmic Extragalactic Polarization）と呼て紹介していく。

レーション理論である。例えば、地平線問

ばれる、アメリカ • ハーバード • スミソニ
アン天体物理学センターやカリフォルニア
工科大学などからなる研究グループで行われてきたプロジェクトである。南極のアメリカ • アムンゼン • スコット基地にある望題や平坦性問題に関して言えば、我々の宇2 インフレーション理論

宙は極めて一様であり、また極めて平坦な空間であることが、宇宙マイクロ波背景輻
射などをはじめとする宇宙論的スケールの観測でわかってきている。インフレーショ

遠鏡を使い、周波数 100〜150GHz の電波

まずはじめに、すでにご存知の読者も多ン理論に基づけば、初期に極めて短い時間の高感度観測を行ってきた。特に今回の報

いかと思うが、インフレーション理論といで、極めて小さな領域が、極めて急激な加告は口径 26cm にアップグレードされた望う、今では標準宇宙モデルにも組み込まれ速度的膨張によって引き延ばされて、宇宙遠鏡を用いた 2010 年 1 月から 2012 年 12

つつある理論について触れて、その中でもはほぼ一様となり、空間も平坦化されたと

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SHUICHIRO YOKOYAMA, ICRR – Theory Group“重力波の量子揺らぎは、
インフレーション中の加速膨張によって引き延ばされる ”考えられる。一般的には、インフレーショ

空間の各点各点でインフラトンがバラバラ

継がれ、CMB の細かな空間非一様性や、ンはある種のスカラー場（インフラトンとの値を持っている（非一様である）と考え銀河・銀河団といった構造形成の種となる。

呼ばれ、ここではφとする）によって引きられる。この量子揺らぎの振幅は宇宙の膨

逆に読み替えれば、CMB や銀河・銀河団

起こされたと考えられている。2012 年、張には依存せず、量子力学的に決まっていなどの観測、特にその空間的分布をより詳発見の話題で注目を集めたヒッグスもこのる。極端なことを言えば、宇宙の初期でも細に観測することで、原始密度揺らぎの性

スカラー場の一種であり、ヒッグスによっ現在でも同じような振幅で存在しているの質に迫ることができ、さらにはその原始揺てインフレーションが起きたと考える模型である。しかし、インフレーション期のよらぎを生んだインフレーションの情報を抽も提唱されている。

うな空間の超光速な加速度的膨張により、出できるのである。上で述べたように、イ

すでに、過去の宇宙線研究所所内ニュー

この量子的な揺らぎは一気に引き延ばされンフレーション中のハッブルパラメータでスにも、インフレーション理論が紹介される。その引き延ばされ方は、そのときの宇振幅が決まるインフラトンの揺らぎではあている記事はいくつかあると信じて、今回

宙の膨張率、いわゆるハッブルパラメータ

るが、その揺らぎは「時間のズレ」としての BICEP2 の報告に特に関係する原始密度で決まるはずである。その結果、引き延ば現在の観測量と関係付けられる。インフラ

揺らぎ、原始重力波生成に注目してインフされた揺らぎの振幅の大きさは、インフ

トンの揺らぎから、時間のズレへと焼き直レーション理論を考える。現在の銀河や銀レーション中のハッブルパラメータで特徴

す際には、インフラトンの運動（場の値の河団といった宇宙大規模構造構造の種とな付けられることになる。インフラトンは、

時間変化）の情報も必要である。つまり、るのが、原始密度揺らぎである。
インフレー

インフレーション期が終了すると、加速度

原始密度揺らぎは、そのインフレーション

ション理論では、一見、急激な加速膨張に的膨張を起こす種としての役割を終え、現中の膨張率、「ハッブルパラメータ」と「ス

よってそれらゆらぎ（非一様性）はならさ

在の宇宙を構成する物質へと崩壊すると考カラー場の運動」という二つのパラメータれてしまう気もする。そもそも宇宙の一様

えられている（宇宙再加熱）。しかし、こに依存する。通常、ハッブルパラメータは性を説明することが、インフレーション理の宇宙の各点各点でのインフラトンの揺ら論を考えるモチベーションでもあった。しぎは、アインシュタイン方程式を通じて、

かし、量子論を考えると、現在の大規模構

時空の揺らぎとして記憶される。通常、イ

次に、今回のいわば主役、原始重力波の造の種として自然な原始密度揺らぎの生成

ンフレーション期に宇宙を支配しているイ

生成について考える。一般的に考えられてを考えることができる。量子論によると、

ンフラトンの揺らぎは、スカラー型断熱揺いるインフレーション中の原始重力波生成

物質は量子的（確率的）にふらふらと存在

らぎと呼ばれており、各点各点での「時間」

機構は、インフラトンの揺らぎの生成機構していると考える。これを量子揺らぎと呼のゆらぎ、時間のズレとして記憶されるのと同じである。ここで、大きな前提条件とぶ。当然、インフレーションを引き起こすである。このインフレーション中に刻まれして、空間の非一様成分も量子的に揺らいインフラトンもこの量子揺らぎを持っておた「時間のズレ」は、インフレーション後でいると考える。重力波は、空間の伸び縮

り、この量子揺らぎにより、細かく見ると、宇宙を支配する物質の密度の揺らぎに引きみの伝搬である、ということをよく耳にす“インフレーション中の宇宙のエネルギー密度の情報を直接得ることが出来る”

H 、スカラー場の運動は、φ（場の値φの時
間微分（ドット））と記号で表す。

ると思うが、この伸び縮みの様子もインフレーション中は量子的な揺らぎと考えるのである。インフラトンの場合にも述べたよ
うに、この重力波の量子揺らぎは、インフレーション中の加速膨張によって引き延ばICRR News NO. 90 2014.9.30

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“スペクトルの傾きまで決定できれば、インフレーション理論の無矛盾性をチェックできる”
されて、その振幅は「ハッブルパラメータ、H 」で決まる。ここで重要なことは、原始重力波を捉えることが出来れば、インフれ、対して、東西南北平面（xy 平面）から垂直方向（z 軸）に飛んでくる光は、東西と南北の温度差によって偏光を受ける。
光は、進行方向に対して垂直方向に振動しているので、この場合、東西方向（x 軸）

そのパワースペクトルの傾きまで決定できから来た光のほうが強い強度をもっている

れば、インフレーション理論の無矛盾性をので、散乱された光は、南北方向（y 軸）チェックできるのである！

に強い振動パターンを持つ（y 軸方向に偏レーション中の膨張率、つまりはインフ

光した）ことになる。温度揺らぎの分布とレーション中の宇宙のエネルギー密度の情

この偏光を比べてみると、相対的に温度が報を直接得ることが出来るということである。
実際の観測では、揺らぎの振幅だけでな

3 背景重力波の痕跡；
CMB B モード偏光

低い方向に平行し、温度が高い領域には垂直に偏光するようになっている。また、
CMB 偏光マップは、一般にその空間におく、その振幅の波長（もしくは振動数）依前の章で、説明したインフレーション理

けるパリティの変換性により、E モード、存性も議論することが出来る。いわゆる揺論の有力な証拠となる原始重力波である

B モードという二つのモードに分けて特徴

らぎのパワースペクトルと呼ばれるものでが、CMB の観測にどのような痕跡を残す

付けられる。偏光パターンを放射状に描いある。このパワースペクトルの傾きは、まかについてここでは簡単に解説する。今回てみると、図 2 のように E モードは空間さにそれぞれの揺らぎの振幅を表すパラ

BICEP2 で観測された電波（周波数 150GHz）

反 転 に 対 し て 対 称 で あ り、B モ ー ド は E

メータのインフレーション中の時間変化とには、正確には前景放射と背景放射というモードを 45 度傾けたもので、空間反転に対応している。つまりは、「ハッブルパラ

二つに通常分類される成分が含まれる。前対 し て 非 対 称 で あ る。 こ の よ う に し てメータの時間変化」と「インフラトンの運景放射は、我々の銀河系内にある天体に付

CMB 偏光は生成され、二つのモードで特動の時間変化（加速度）」である。ハッブ

随した光、そして、背景放射がいわゆるビッ

徴付けられている。

ルパラメータはインフラトンのエネルギー

グバン宇宙の名残で、温度で言うと 2.725K

さて、ここで重力波に話を戻すと、重力密度で与えられることから、ハッブルパラの光である。この背景放射を宇宙マイクロ波は、2 つの振動パターンを持っており、メータの時間変化は、インフラトンのエネ

波背景放射（CosmicMicro-

ルギー密度の時間変化そのものである。通waveBackground）、略 し常のインフレーション理論では、インフラて CMB と広く呼ばれてトンの運動エネルギーは無視できるほど小いる。さて、検出される

さく、場の値で与えられるポテンシャルエ

光子を特徴付ける観測量

ネルギー V（φ）がインフラトンのエネル

としては、強度（温度）ギーを支配している（スローロールインフ

だ け で は な く、 偏 光 パ

レーション）ので、エネルギー密度の時間

ターン（光の振動パター

変化はポテンシャルエネルギーの変化、つン）も考えられる。CMB

まりはインフラトン場の値の変化（インフにおいてこの光の偏光度

ラトンの運動）である。よって、ハッブル

合は、トムソン散乱を通パラメータの時間変化は、インフラトンのじて生じるが、元々の原運動と対応付けられる。このことから、原

因は温度のゆらぎであ

始密度揺らぎ、原始重力波の振幅、そしてる。つまり、温度の分布

両者のスペクトルの傾きという 4 つの観と偏光のパターンには関測量が、「ハッブルパラメータ（インフレー係 が あ る（図 1）。 図 1

ション中のエネルギー密度）
」、
「インフラ

を見てほしい。ある原点

トンの運動」、「インフラトンの加速度」とに電子があり、その原点

いう 3 つの理論パラメータで記述できてに対して東西方向（x 軸）いることになる。よって、原理的にはこのが温度が高く（強度が強四つの観測量を精密に測ることが出来れい）、 南 北 方 向（y 軸）ば、いわゆるインフレーション理論の無矛には温度が低い（強度が盾性をチェックできることになるのである。

弱い）ような場合を考えまとめると、原始重力波の振幅の決定かる。 東 西 方 向（x 軸）、ら、「インフレーションが起きた時の宇宙

南北方向（y 軸）から来のエネルギースケール」がわかり、さらにた光子は電子に散乱さ

図 1：偏光パターンの生成

図 2：二つの偏光パターン

研究紹介
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図 3：観測で得られた E、B モードのマップ。参考論文［2］より引用。

例えば z 軸方向に進む重力波は、xy 軸にCEP2 が得た、E モード、

伸び縮みするパターン（＋モード）とそれB モード偏光のマップでを 45 度傾けたパターン（×モード）を持ある。色が偏光の強度でつ。原始重力波が存在すれば、その空間の黒い線が各点の偏光方向

伸び縮みを通じて CMB の温度揺らぎも生である。上が E モード、成し、その 2 つのパターンは温度揺らぎ

下が B モードでよく見にも刻まれている。そして、その温度揺らると図 2 で示したようぎの分布に対応した偏光にも、当然その特なパターンがそれぞれの徴が刻まれる。その特徴こそ、CMB の偏図で見ることができる。

光において重力波が E モードとともに 45

そ し て、 図 4 が、 図 3度傾いた B モードを生成する原因となっで示した B モード偏光ている。標準的なインフレーション理論でのマップから得られた、は、原始重力波に比べ、原始密度揺らぎのB モード偏光の角度パほうが大きい振幅を持って生成される（φワースペクトルである。

が小さい、インフラトンの運動がゆっくり点で示されているのが実なため）。故に、原始重力波だけでなく、際に BICEP2 の観測で得原始密度揺らぎからも生成される温度揺らられたデータで、誤差つきで描かれている。

ぎ（強度）や E モード偏光では、直接原始

重要なことは、BICEP2 以外の他の観測の重力波の情報を得ることは難しい。
そこで、データは、三角印で書かれており、これは力波の振幅の 2 乗を表すパラメータで、重力波のみによってしか生成されない B

上限しかえられていないことを示してい

慣習的に原始密度揺らぎの振幅の 2 乗に

モード偏光こそが、インフレーション中にる。赤の破線と実線は、それぞれ理論から

対 す る 比 率 で 与 え ら れ る。 こ れ ま で の生成された原始重力波の強い証拠となるの予測される B モードパワースペクトルでCMB 温度揺らぎの観測などから、原始密である。

あるが、破線が、今回注目されている原始度揺らぎの振幅の 2 乗は、約 10−9 程度で重力波起源の B モードで、実線は、説明あることがわかっており、つまり原始重力

4 インフレーション
理論と BICEP2
それでは、実際に今回の BICEP2 の観測が導きだす、インフレーション理論に対す
る 帰 結 に つ い て 述 べ た い。 図 3 は、BI-

図 4：BICEP2 が得た B モード角度パワースペクトル。参考論文［2］より引用。

は割愛させていただくが、大規模構造に付随した重力レンズ効果によって生成されたB モード偏光である。破線の上に書かれている、r ＝0.2 というパラメータは、原始重波の振幅の 2 乗は、10−9 を r 倍したもの

で あ る。 図 か ら 分 か る よ う に、 今 回 の“インフレーションのエネルギー密度が、LHC が到達す
るエネルギーの約 1 兆倍であったということである”
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研究紹介“数あるインフレーションモデルを場の変位の大きさが異なる。上で述べたよある程度絞り込むことが出来る”

ン フ レ ー シ ョ ン モ デ ル は、 右 側 の large

BICEP2 の結果は、この r ＝0.2 の原始重力い。インフラトンが何であるのか？という波で非常に上手く説明できている。この結問いは、素粒子理論、宇宙論にまたがる現

果、BICEP2 は、「原始重力波をついにとら代の大きな問題であるが、今回の BICEP2

えた！」と発表したのである。

うに、今回の BICEP2 の結果が示唆するイ
ﬁeld model（Linde（1982））と呼ばれるタイプである。chaotic タイプとも呼ばれる。
このように、今回の BICEP2 の報告のとおり、原始重力波を r ＝0.2 というレベルで発見したという結果に基づけば、これまでの結果が、当初の報告の通り原始重力波そ

原始密度揺らぎの情報だけでは、しぼりき

BICEP2 チームの解析では、原始重力波のものの発見となれば、その問題解決の大れなかったインフレーションモデルに対しのパワースペクトルは、振幅が波数（揺らきな糸口となることは間違いないであろう。

て重要な知見をもたらすのである。

ぎのスケール）に依らないものを仮定してさらに、原始密度揺らぎの情報を組み合おり、先に重要性を述べたパワースペクト

わせることで、数あるインフレーションモ

ルの傾きを観測で測定できている訳ではな

デルをある程度絞り込むことが出来る。標い。例えば、BICEP2 のデータをスペクト

準的なインフレーション理論が予言する原ルの傾きを固定せず、パラメータだと思っ

始密度揺らぎと原始重力波の振幅は、「ハッて解析した場合には、ある程度の傾きがブルパラメータ（宇宙の膨張率）」と「イ

最後に、今回の BICEP2 の結果を踏まえあったとしても観測を再現できるという結

ンフラトン（インフレーションを引き起こて行った我々の研究について簡単に紹介す果を得る。インフレーションの無矛盾性をすスカラー場）の運動」の二つのパラメー

る。BICEP2 の結果が世に出てくる以前は、

チェックするほどの精度は、残念ながらタで記述されるということは先に述べた。

原始重力波に対して最も厳しい制限を与え

BICEP2 は持っていない。よって、インフ

つまり、両者の振幅が観測でわかれば、イていたのは、Planck による CMB 温度揺ら

レーション理論に対する今回の観測からのンフラトンの運動の様子について、さらにぎの観測を通じて得られたものであっ示唆は、r ＝0.2 程度という、原始重力波のはそのポテンシャルの形状までも議論可能

5 Planck の結果との整合性た［1］。その結果はさきほどの r というパラ

メ ー タ を 用 い る と、95％の 信頼度で r ＜振幅に関する情報からのみ得られる。まず、となる。今回の BICEP2 の結果が示唆する

先に述べたように、原始重力波の振幅は、

ところは、まずインフラトンの運動についインフレーション中のハッブルパラメーては「インフレーション中にインフラトン

この Planck の結果との間には矛盾がある。

タ、つまりはインフレーション中のエネル

場は、極めて大きく場の値を変えなければ

まず、原始重力波は、先にも述べたようにギー密度で決まっている。このことから、いけない」というものである。ポテンシャ

CMB B モードだけでなく、温度揺らぎにルに関しては、例えば最も簡単なモデルとも寄与する。その寄与は、図 4 の横軸でエネルギー密度が、ヒッグス粒子発見で話して、通常図 5 で示すような二つのインも使われている multipole（ 角度スケール題となった大型粒子加速器 LHC が到達すフラトンポテンシャルが考えられる。図 5に対応）でいうと、ℓ＜100 程度の範囲でるエネルギーの約 1 兆倍であったというの左側は、small ﬁeld model と呼ばれるもことである。この数字は、素粒子大統一理の の 一 例 で、 右 側 は large ﬁeld model と論モデルのエネルギーとほぼ同程度とな呼ばれるものの一例である。どちらの場合度スケールにおける CMB 温度揺らぎの振る。実は、理論的には、未だ具体的なインも加速度的膨張、インフレーションを引き

幅が、Planck で得られたものより大きく

フラトンの候補をしぼることはできていな

起こすことができるのだが、インフラトン

なってしまうということになるのである。

r ＝0.2 が導く帰結は、インフレーションの0.11 である。あきらかに BICEP2 の結果と顕著である。つまり、BICEP2 の結果 r ＝0.2の原始重力波を考えると、その該当する角

この矛盾の解決策としては、ℓ＜100 のCMB 温度揺らぎに寄与する原始密度揺らぎの振幅を小さくすることである。しかし、ℓ＜100 に寄与するスケールで原始密度揺
らぎの振幅を小さくして、標準的なスペク
トルの傾きのもと、小さなスケールまで外挿した原始密度揺らぎのスペクトルを考えるとℓ＞100 での CMB 温度揺らぎの結果を再現することが出来なくなるが、原始密度揺らぎのスペクトルの傾きもスケールによって大きく変化するようなモデルを考えることで観測と無矛盾な CMB 温度揺らぎを再現できる。スペクトルの傾きを spec-

図 5：二つのタイプのインフラトンポテンシャル

tral index と呼び、それがさらにスケール

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SHUICHIRO YOKOYAMA, ICRR – Theory Groupに 依 っ て 大 き く 変 化 す る の で large running spectral index モデルとしばしば呼ばれ、このモデルは BICEP2 の論文でも触れられている。しかし、このモデルを実現するためにはインフラトンのポテンシャルに特徴的な形状を考えなければならない。

“あきらかに BICEP2 の結果とこの Planck の結果との間には矛盾がある”
愛するがℓ＜100 くらいで顕著となる。ま6 まとめ

そ こ で、 我 々 は 論 文⑷、⑸ に お い て、BI-さに、原始重力波の温度揺らぎへの寄与の

CEP2 と Planck の矛盾の解決策として、新仕方とそっくりなのである。さらに、ある

今回の BICEP2 グループによる報告は、たな可能性を指摘した。エントロピー揺ら

種のスカラー場のモデルでは、断熱揺らぎ

初期宇宙モデル構築と、今後の宇宙観測のぎというものの導入である。これまで、原とこのエントロピー揺らぎは負の相互相関

方向性にとって非常に重要であることは間始密度揺らぎの起源として一つのスカラーを持つことがある。そこで、CMB 温度揺違いない。ここで、解説を終える前に、ひ場、インフラトンを考えてきたが、宇宙初

らぎへの影響を考えると「負の相互相関の

とつ「前景放射」に関する話題について触期にはたくさんのスカラー場が存在してい存在」＋「エントロピー揺らぎは主にℓ＜れておきたい。この記事では、基本的にた可能性は素粒子理論においてもさかんに100 で顕著」ということから、ℓ＜100 で

BICEP2 の報告通りに、「原始重力波こそが、議論されている。そしてそれぞれのスカの温度揺らぎの振幅を小さくできる（図検出された電波 B モード偏光の源である」

ラー場は、インフラトンと同じようにイン6）。一方、断熱揺らぎに関しては、何もという立場で話を進めてきた。しかし、フレーション中に量子論起源の揺らぎを変更していないので断熱揺らぎだけでほぼ

BICEP2 の結果を踏まえた理論的な論文発持っている。これまで考えてきた単一スカ

記述されるℓ＞100 の CMB 温度揺らぎは

表がひと段落ついたところで、前景放射にラー場によって生成された原始密度揺らぎ

変更を受けない。その小さくする影響で、ついての反論が出始めた。詳細は割愛させの場合、これを断熱揺らぎと呼ぶが、宇宙

BICEP2 の r ＝0.2 という過剰な原始重力波ていただくが、BICEP2 がとらえた B モーに存在する様々な物質の揺らぎ同士の関係の影響を相殺できる可能性を我々は指摘し

ド偏光には、BICEP2 が考えているよりもは、それぞれの状態方程式に依って一意にた。

大きな前景放射の寄与が入っているのでは決まる（断熱関係）。しかし、揺らぎを内

こ の Planck と BICEP2 の 結 果 の 整 合 性

在したスカラー場が宇宙初期に数多く存在に関しては、他にも様々な可能性が指摘さないか？

起源のシンクロトロン放射およびダストのというものである。特に銀河系し、それぞれが崩壊してできた物質の間にれており、BICEP2 論文の引用数を上げて熱放射は偏光していることが予想され、わは、一般に断熱関係は成り立たず、その関いる原因にもなっている。今後の Planck

ずかなシグナルである B モードを検出す

係からのずれをエントロピー揺らぎと呼をはじめとした、CMB 精密観測の結果にるためにはこれらの寄与を丁寧に差し引かぶ。特に輻射成分から見た暗黒物質成分がよりこの観測間の整合性に関する議論は収もつエントロピー揺らぎをここでは考え束していくであろう。

なければならない。BICEP2 が主張する r ＝
0.2 程度の背景重力波が本当に存在している。当然、CMB の温度揺らぎにもこのエるのであれば、Planck によって確認が可

ントロピー揺らぎは影響を与える。寄与の能であり、このあたりの前景放射に関する仕方は、断熱揺らぎとは異なり、詳細は割

議論は、Planck による偏光データの解析

図 6：CMB 温度揺らぎのパワースペクトル［5］。赤線
は、断熱揺らぎのみで Planck の結果にベスト
フィットなパラメータを用いている。緑のダッシュ線は、その断熱揺らぎに r ＝0.2 の原
始重力波の寄与を足したもの。青い点線は、
断熱揺らぎに、それと負の相関を持ったエントロピー揺らぎを加えたもの。図内でαiso は
断熱揺らぎの振幅に対するエントロピー揺らぎの振幅の比率で、γiso は相関係数である。
確かに、ℓ＜100 で影響が表れていることがみてとれる。

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研究紹介“直接観測で捉えることができるような相関長を持った原始重力波も存在する”の様子を詳細に理解していることを期待する。
本記事を書くにあたって、共同研究者である川崎雅裕氏、高橋智氏、関口豊和氏に感謝申し上げます。また、執筆に協力いた

結果によりある程度決着がつくと考えられ

POLARBEAR、LightBIRD を は じ め と す る

だいた、市來浄與氏、田代寛之氏にも感謝る。Planck 実験については今年中に偏光様 々 な CMB B モ ー ド 観 測 計 画 が 立 ち 上

申し上げます。

も含めた宇宙論の解析結果が公開される予がっており、今後ますます CMB から目が定で、本当に楽しみである。

離せない。

以上のように、BICEP2 の報告により、最後に、この宇宙線研究所の広報誌にお盛り上がりを見せている、CMB B モード

いて強調しておきたいことがある。インフ

偏光観測を通じたインフレーション起源原

レーション起源の原始重力波は、宇宙論的

始重力波の検出であるが、その検出を通じスケールから地球スケールまで様々な相関て、まず何が分かるかというと、インフレー

長（揺らぎの特徴的な空間スケール）を持っションのエネルギースケールであることはて存在することが期待される。CMB の B

強調しておきたい。このインフレーション

モード観測で見ている相関長は宇宙論ス

エネルギースケールがわかれば、宇宙論とケールであるが、重力波干渉計を用いた直ともに素粒子論にとっても重要な成果とな接観測で捉えることができるような相関長る。ただ、我々が行った研究の紹介部分でを持った原始重力波も存在する。今回の述べたように、r ＝0.2 の原始重力波の存在と い う BICEP 2 の 報 告 と、2013 年 のPlanck が報告した原始重力波の制限；r ＜参考文献⑴

tion］,arXiv:1303.5082［astro-ph.CO］.

⑵ P.A.R. Ade et al .［BICEP 2 Collabora-tion］, Phys. Rev. Lett. 112, 241101（2014）［arXiv: 1403. 3985［astro-ph.
CO］］.

⑶ A.H. Guth, Phys. Rev. D 23, 347（1981）; K.

Sato, Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 195,
467（1981）; A.A. Starobinsky, Phys. Lett.

B 91, 99 （1980）; D. Kazanas, Astrophys.

BICEP2 の結果で示された程度の強い原始J. 241, L 59 （1980）; A.D. Linde, Phys.

重力波であれば、将来のスペース重力波干Lett. B 108, 389（1982）; A. Albrecht and渉計 DECIGO 実験で十分捉えることが可

0.11 という結果の間には若干の矛盾があ能である。いまだ直接捉えることができてる。我々の研究の他にも、この矛盾の解決いない重力波ではあるが、天体起源の重力に関連した理論研究の論文も数多く発表さ波と並んでこのインフレーション起源の原れた。この辺りの議論は、上で述べた前景

始重力波が重要なターゲットとなることが放射の寄与の精密な除去に関する問題と大期待される。

P.A.R. Ade et al .［Planck Collabora-

P.J. Steinhardt, Phys. Rev. Lett. 48, 1220

（1982）; A.D. Linde, Phys. Lett. B 129, 177（1983）.
⑷

M. Kawasaki and S. Yokoyama, JCAP
1405, 046（2014）［arXiv: 1403. 5823

いに関係する。より前景放射の寄与が大き

BICEP2 によって、注目を一気に集める

いとなれば、背景輻射の寄与、つまりは背ことになった CMB B モード偏光とインフ［astro-ph.CO］］;

景重力波の振幅がある程度小さくても、

レーション起源原始重力波であるが、以上

and S. Yokoyama, arXiv: 1404. 2175

BICEP2 の結果を再現できてしまうからでのように今後も精密な観測、さらには関連［astro-ph.CO］.

ある。今年中に公開される予定の Planck

した理論研究が発展していくことが期待さの偏光に関する結果とあわせて、さらには、れる。そう遠くない将来、我々が宇宙誕生⑸

M. Kawasaki, T. Sekiguchi, T. Takahashi

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2014.6.4

ICRR-Report-678-2014-4

Dmitry Khangulyan (JAXA)"Gamma-Ray Emitting Binary Systems""Inflaton potential on a Riemann surface"
Keisuke Harigaya, Masahiro Ibe.

2014.6.5

ICRR-Report-679-2014-5

西野玄記（Kavli IPMU）“CMB B モード偏光観測実験：POLARBEAR（と BICEP2）
による最新の結果 ”

空気シャワー観測による宇宙線研究の歴史
Motohiko Nagano.

ICRR-Report-680-2014-6

2014.8.27"Non-perturbative approach for curvature perturbations
in stochastic-δN formalism"
Tomohiro Fujita, Masahiro Kawasaki, Yuichiro Tada.

川田和正（ICRR）
テレスコープアレイ実験による最高エネルギー宇宙線のホットスポットの観測

ICRR-Report-681-2014-7"No quasi-stable scalaron lump forms after R^2 inflation"
Naoyuki Takeda, Yuki Watanabe.

ICRR-Report-682-2014-8"Wino Dark Matter and Future dSph Observations"
Biplob Bhattacherjee, Masahiro Ibe, Koji Ichikawa, Shigeki
Matsumoto and Kohei Nishiyama.

ICRR-Report-683-2014-9"A solution to the baryon-DM coincidence problem in the
CMSSM with a 126-GeV Higgs boson"
Ayuki Kamada, Masahiro Kawasaki, Masaki Yamada.

ICRR-Report-684-2014-10"Relaxing Isocurvature Bounds on String Axion Dark Matter"
Masahiro Kawasaki, Naoya Kitajima, Fuminobu Takahashi.

ICRR-Report-685-2014-11"Gravitational waves as a probe of SUSY scale"
Ayuki Kamada, Masaki Yamada.

ICRR-Report-686-2014-12"Blue-tilted Tensor Spectrum and Thermal History of the
Universe"
Sachiko Kuroyanagi, Tomo Takahashi, Shuichiro Yokoyama.

人

発

令

事

日

H26.5.16
H26.6.1
H26.6.19
H26.7.1
H26.7.1
H26.7.16
H26.8.18

氏

異

動

名

江尻
碧
KHALAIDOVSKI, Alexander
尹
泰賢
田村 明子
千田
藍
松林 伸子
尹
泰賢

移動内容

職

新規採用
任期満了
新規採用
新規採用
新規採用
新規採用
任期満了

事務補佐員
学振特別研究員
特任教授
技術補佐員
事務補佐員
技術補佐員
特任教授

（H26.5.2〜H26.8.18）

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乗鞍観測所1950 年に乗鞍岳に設置された「朝日の小屋」が宇宙線研究所の前身。1953 年に東京大学宇宙線観測所となってから六十余年、銀河系・太陽惑星空間における宇宙線変動と磁場や、太陽活動に関する研究などが盛んに行われてきました。
現在では、最新の望遠鏡の予備実験や性能試験、標高を活かした試験観測が行われています。

No. 902014.9.30

東京大学宇宙線研究所〒277-8582
バックナンバー：http://www.icrr.u-tokyo.ac.jp/cat-icrr/

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千葉県柏市柏の葉 5-1-5

TEL (04) 7136-5148
編 集 林田 美里

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