CALET:
Direct Cosmic Ray Measurementson the International Space Station

赤池陽水
早稲田大学理工学術院
早稲田大学理工学術院©JAXA/NASAICRRセミナー
ICRRセミナー 2015.12.9

CALET International Collaboration

Waseda University
supported also by
JSPS,MEXT

CALET is a
RecognizedExperiment

ASI

NASA
2

CALET on ISS !!
① August 19th: After a successful launch of the Japanese H2-B
rocket by the Japan Aerospace Exploration Agency (JAXA) at
20:50:49 (local time), CALET started its journey from
Tanegashima Space Center to the ISS.

② August 24th:
The HTV-5 Transfer
Vehicle （HTV-5) is
grabbed by the ISS
robotic arm.
©JAXA

④ August 25th:
CALET is emplaced on port #9 of the
JEM-EF and data communication withthe payload is established.

©JAXA/NASA③ August 24th:
The HTV-5 docks to
the ISS at 19:28(JSTT).

©JAXA/NASA©JAXA/NASAICRR seminar

3

CALorimetric Electron Telescope Payload
The CALorimetric Electron Telescope, CALET, project is a Japan-led
international mission for the International Space Station, ISS,in collaboration with Italy and the United States.
Mission Life (Target) : 5 years
Launch Date: Aug.19,2015

Port＃
＃9

Gamma - Ray Burst Monitor

Calorimeter

JEM(Kibo)© NASA/JAXA

JEM-EFThe CALET payload is launched by the Japanese carrier, H-II
Transfer Vehicle 5 (HTV5) and robotically attached to the port #9of the Japanese Experiment Module – Exposed Facility (JEM-EF)
on the International Space Station.
ICRR seminar4Cosmic ray Observation
BESS

AMS

CREAM

CALET
ground based
Indirect measurements

Ref: J. Cronin, T. Gaisser, S. Swordy, Sci. Amer., 276 (1997), p. 44

ICRR seminar5

Interesting happening with the energy spectra Shock wave acceleration in SNRStandard Modelof accelerationand propagationof GCR• Power spectrum ( dN/dE ∝ E-γ ）• Acceleration limit depending on the rigidity (Ec 〜100 Z TeV) Diffusion process due to galactic magnetic field• Steeping of energy spectra of nuclei (~E-γ-α) by leakage from Galaxy(Leaky Box Model)• Energy loss by synchrotron radiation and inverse Compton scattering of electrons( dE/dt = -bE2)• Energy dependence of secondary /primary ratio （e+/e-, B/C etc）（∝E-δ）

Recent observations found results at high energies contradicting “Standard Model”
Increase of positron/electron ratio

Excess of electron+positron flux

Hardening of p, He spectra

γ AMS-01

Standard
Model= 2.74 ± 0.01

CREAM-IγP = 2.66 ± 0.02
γHe = 2.58 ± 0.02
(Ahn et al., ApJ 714, L89, 2010)

New source？

New source of electrons and positrons at several 100 GeV ?
ICRR seminar

AMS-02 (Choutco et al., #1262; Haino et al. #1265,
ICRC, Rio de Janeiro, 2013)
PAMELA (Adriani et al., Science 332, 69, 2011)

Unknown process in acceleration and/or propagation?
6

Electron & Positron Origins and Production Spectrum
Power Law Distribution
with a Cutoff

Astrophysical Origin
Acceleration in PWN

Log(dN/dE)

Shock Wave Acceleration in SNR

dN/dE ∝ E-2exp(-E/Ec)↑
Ec

e++eDark Matter Origin
Constitutes of
宇宙の質量構成比
the Universe

暗黒エネルギー
暗黒エネルギー
暗黒エネルギー 暗黒物質
暗黒物質
暗黒物質

etc.

Evolution of the Universe

Log(E)

Typical Distribution Dependingon the Mass and Type of DM

重元素Element
Heavy
重元素
0.03%
0.03%
ニュートリノNeutrino
0.3%
ニュートリノ0.3%
Star
星
星 0.５%
0.５%
水素、 、
Hydrogen、
Hydrogen
ヘリウム
Helium
水素、
４%
ヘリウム
%
４
暗黒物質
Dark
Matter
暗黒物質
25%
2３
３%
25%
暗黒エネルギー
Dark
Energy70%
7３
３%Annihilation of Dark Matter（WIMP)χχ→→e+,e-ICRR seminarMχ(ⅰⅰ) Monoenergetic: Direct Production of e+e- pair（ⅱ）Uniform：：Production via Intermediate Particles（ⅲ）Double Peak：： Production by Dipole Distribution
via Intermediate Particles
7

Nearby Sources of Electrons at TeV Region , ,    Diffusion




 

Energy loss by
IC & synchoro

, , Injection~10 GeV  s  ~5.8  10  cm s 1/("←B/C ratio#$%&

Contribution to 3 TeV Electrons from Nearby Source Candidates> 1 TeV Electron Source: Age < a few105 years
very young comparing
to ~107 year at low energies

 Distance < 1 kpc
nearby source

Source (SNR) Candidates :Vela

Cygnus Loop Monogem

Unobserved Sources?
(F0: E3 x Flux at 3TeV)ICRR seminar

8

Identification Electron Sources
Some nearby sources, e.g. Vela SNR, might have unique signaturesin the electron energy spectrum in the TeV region (Kobayashi et al. ApJ 2004)
Expected flux
for 5 year mission> 10 GeV~ 2.7 x 107>100 GeV~ 2.0 x 105>1000 GeV

~ 1.0 x 103
Calculated results normalized
to the observed at 100 GeV
Original flux x 0.65

Expected Anisotropy
from Vela SNR~10% @1TeV

Identification of the unique signature from nearby SRNs,
such as Vela in the electron spectrum by CALETICRR seminar

9

TeV electron spectrum with the CR escape model
Without energydependent escapeεesc(t) from Ptuskin & Zirakashvili 03• Electron spectrum from
Vela SNR/PSR (d=290pc,
tage~104yr, Etot=1048erg)• Only e± with εe>εesc(tage)
can run away from the SNR.
 Low Energy Cutoff• 5yr obs. by CALET(SΩT=220m2sr days) may
detect it.
Kawanaka, Ioka et al. ApJ 2011

Direct Evidence of Escape-Limited Model for
CR accelerators (=SNR)!
ICRR seminar

10Requirements for high energy electron observation
電子観測の現状：
 各観測結果に統計誤差だけでは説明できない差異
 TeV領域はほぼ未観測
領域はほぼ未観測
Cosmic-ray Energy Spectra
電子観測の困難： Flux自体が
自体が希少
自体が希少

protonsf~E-2.7dE~ 5 イベント / m2sr day(> 1TeV) 膨大な陽子バックグラウンド
電子：陽子 = 1： 100 @10GeV
電子：陽子 = 1：1000 @1TeV

電子観測のための必須事項：
電子観測のための必須事項：
 大きな検出器による長期間観測
大きな検出器による長期間観測

electronsf~E-3.0dE
a few electrons/ cm2 sr day

a few electrons/ m2 sr day~220 m2sr day ⇒ 約1000例例 (>1TeV) 強力な陽子除去性能
強力な陽子除去性能
105 @ TeV 優れたエネルギー分解能優れたエネルギー分解能
数% (数数100GeV領域
領域)
領域
ICRR seminar

11Energy resolution

J Chang et al. Nature(2008)●

Energy Resolution vs. DM Sensitivity

ATIC
KK~620GeV

Energy resolution of Fermi-LAT

arXiv: 0812.4200[astro-ph] C.R.Chen et al.
ICRR seminar

12

CALET Science Goals
The CALET mission will address many of the outstanding questions ofHigh Energy Astrophysics, such as the origin of cosmic rays,
the mechanism of CR acceleration and galactic propagation,
the existence of dark matter and nearby CR sources.
Science Objectives

Observation Targets

Nearby Cosmic-ray Sources

Electron spectrum into trans-TeV region

Dark Matter

Signatures in electron/gamma energy spectra in theseveral GeV – 10 TeV range

Cosmic-ray Origin and Acceleration

p-Fe energy spectra up to 1015 eV and trans-ironelements (Z=26-40) at a few GeV

Cosmic–ray Propagation in the Galaxy

B/C ratio above TeV /nucleon

Solar Physics

Electron flux below 10 GeV

Gamma-ray Transients

Gamma-rays and X-rays in the 7 keV - 20 MeV
range
ICRR seminar

13

Dark Matter / Pulsar
Decay of Dark Matter (LSP)

Multiple Pulsar

0.03cE3×Flux[GeV2 cm-2 s-1 sr -1]

L3L2E1

Ibe et al ., JHEP 1303 (2013) 063.

PRD 88 023001(2013)

0.02

0.01

0.005

e++eee++e-(BG)PAMELA (e-)
Fermi
ATIC
H.E.S.S.
syst. error in H.E.S.S.
CALET expectation (5yrs)
100

1000

e± Energy[GeV]Expected e++e- spectrum by Lightest Super
Symmetry Particle (LSP) (black line)
after 5-year CALET measurement (red dots)

The fine structure is observable by CALET
thanks to the high energy resolution

ICRR seminar

14

Detection of high energy gamma-rays
Performance for Gamma-ray Detection
Energy Range

4 GeV-10 TeV

Effective Area

600 cm2 (10GeV)

Field-of-View

2 sr

Geometrical Factor

1100 cm2sr

Energy Resolution

3% (10 GeV)

Angular Resolution

0.35 ° （10GeV)

Pointing Accuracy

6′

Point Source Sensitivity

8 x 10-9 cm-2s-1

Observation Period (planned)

2015-2020 (5 years)

Simulation of Galactic Diffuse Radiation~5,700 photon* are expected per one year
~1,700 photon* from extragalactic
γ-background (EGB) each year*) Trigger efficiency included below 10 GeV**) 100 % efficiency over 5 GeV

Simulation of point source observations in one year
Energy Spectrum

Position

Position

Vela: ~ 300 photons above 5 GeV**

Geminga: ~150 photons above 5 GeV**ICRR seminar Crab: ~ 100 photons above 5 GeV**
15

Detection Capability of Gamma-ray Lines from DM
Monochromatic gamma-ray signals from WIMP dark matter annihilation
would provide a distinctive signature of dark matter, if detected. Since
gamma-ray line signatures are expected in the sub-TeV to TeV region, due toannihilation or decay of dark matter particles, CALET, with an excellent
energy resolution of 2 - 3 % above 100 GeV, is a suitable instrument todetect these signatures .
Gamma-ray excess in
the Galactic Center?

A 130 GeV line?

Simulated gamma-ray line spectrum for 2yr fromneutralino annihilation toward the Galactic centerwith m=820GeV, a Moore halo profile, and BF=5ICRR seminar

16

Measurements of Cosmic Nuclei Spectra
A single power-law seems inadequate to fit the spectra of nuclei
 PAMELA/AMS-02 detected a spectral break- PAMELA : 240GeV- AMS-02 : 336GeV The break also appears in the nuclei
spectra measured up to several TeV/n

PRL114.171103

CALET will be able to perform an accurate scan of the energy region aroundthe spectral break with an energy resolution ~30 % and larger GF ~ 0.1 m2 sr
ICRR seminar

17

Expectation of CALET observation• Hardening in the p and He at a few 100s GV• p and He spectra have different slopes in the multi TeV
region (CREAM)• Acceleration limit by SNR shock wave around 100 TeV/Z ?

• All primary heavy nuclei spectra well fitted to single powerlaws with similar spectral index (CREAM, TRACER)• However hint of a hardening from a combined fit to all
nuclei spectra (CREAM, AMS-02)

P (max~900 TeV)
C (max ~20 TeV/n)

O (~20 TeV/n)

CALET expected in 5 y (red points)

He (~400 TeV/n)

Ne (~20 TeV/n)

Mg (~20 TeV/n)

CALET expected in 5 y (red points)

Si (~20 TeV/n)

Fe (~10 TeV/n)

CALET expected in 5 y (red points)

δ=0.3
B/C (max~5 TeV/n)
δ=0.6

E –δ

• At high energy (> 10 GeV/n) the B/C ratio measures theenergy dependence of the escape path-length，~E-δ， of CRs
from the Galaxy• Data below 100 GeV/n indicate δ~0.6. At high energy the ratio
is expected to flatten out (otherwise CR anisotropy should belarger than that observed)
ICRR seminar

18

CALET Calorimeter
Field of view: ~ 45 degrees (from the zenith)
Geometrical Factor: 0.12 m2sr (for electrons) The unique feature of CALET is its
thick(~30 X0), homogeneous calorimeterthat allows to extend electron measurements into the TeV energy region withexcellent energy resolution(~2-3%),coupled with a high granularity imaging
pre-shower calorimeter to accurately
identify the arrival direction of incident
particles (~0.1°) the starting point ofelectro-magnetic showers. Combined,
they powerfully separate electrons fromthe abundant protons: rejection power(〜105）.
 A dedicated charge detector + multiple
dE/dx track sampling in the IMC allow to
identify individual nuclear species（∆z~0.15-0.3).

CHD(Charge Detector)

IMC(Imaging Calorimeter)

TASC(Total Absorption Calorimeter)

Function

Charge Measurement (Z=1-40)

Arrival Direction, Particle ID

Energy Measurement, Particle ID

Sensor(+ Absorber)

Plastic Scintillator : 14 × 1 layer(x,y)
Unit Size: 32mm x 10mm x 450mm

SciFi : 448 x 8 layers (x,y) = 7168
Unit size: 1mm2 x 448 mm
Total thickness of Tungsten: 3 X0

PWO log: 16 x 6 layers (x,y)= 192
Unit size: 19mm x 20mm x 326mm
Total Thickness of PWO: 27 X0

Readout

PMT+CSA

64 -anode PMT(HPK) + ASIC

APD/PD+CSA
PMT+CSA ( for Trigger)@top layer
19

ICRR seminar

CALET Shower Imaging (Simulation)
Gamma-ray 10 GeV

Electron 1 TeV

Proton 10 TeV

In Detector SpaceICRR seminar

20
20

CALET Expected Performance by Simulations
Energy resolution forelectrons (>10GeV) :σ/m = ~2%

Angular resolution for
gamma ray (10GeV-1TeV):σ = 0.2-0.3 deg

Geometrical factor
for electrons:~1200 cm2sr

Boosted Decision Trees
after pre-selection cuts

pelectronseGamma-ray detection
efficiency against electrons

Proton rejection power at 1TeV :≈1.3x105 with 88% efficiency for electrons

diffuse gamma-rays-80 <= l <= 80°°; -8 <= b <=8°°

Electron Contamination(%)

Left: detection efficiency of gamma-rays with electron discrimination
power 3.54 x 10-4 (90% CL): >95% in 10-900 GeVRight: electron contamination in galactic diffuse gamma-rays :10% @10GeV – 1%@TeV
ICRR seminar21

Development/Evaluation by Prototype Detectors
気球実験・加速器実験を通して、開発要素の技術実証、性能評価を実施
2006 気球実験（bCALET-1
@三陸）
三陸）
気球実験（
¼プロトタイプ検出器
2008 加速器実験（東北大核理研）
ＧｅＶ領域ガンマ線の観測性能2009 気球実験（bCALET-2
気球実験（
@大樹町）
大樹町）
½プロトタイプ検出器
2010 加速器実験（）
加速器実験（CERN-SPS）
実験（µ粒子、電子の観測性能2011 加速器実験（）
加速器実験（HIMAC）
実験（
CHD, SciFiの電荷分解能
2012 加速器実験（）
加速器実験（CERN-SPS）µ粒子、電子、陽子の観測性能2012 加速器実験（CERN-SPS））
加速器実験（µ粒子、電子の観測性能
熱構造モデルによる性能検証
2013
/2015

加速器実験
）
加速器実験（
実験（CERN-SPS）
原子核の観測性能
ICRR seminar

22

Balloon-borne CALETbCALET-1

bCALET-2
Anti
IMC

TASC

TungstenbCALET-1

IMC

TASC

bCALET-2

CALET

IMC

1.3 r.l. (W 4 layers)
SciFi 128mm x 4XY layers

3.5 r.l. (W 7 layers)
SciFi 256mm x 8XY layers

3.0 r.l. (W 7 layers)
SciFi 448mm x 8XY layers

TASC

13.4 r.l.
(BGO 4 logs x 6 layers)

13.4 r.l.
(BGO 10 logs x 6 layers)

27.2 r.l.
(PWO 16 logs x 12 layers)

Trigger

Plastic scintillator (S1, S2)& TASC top layer (BS)Plastic scintillator (S1,S2,Anti)& TASC top layer (BS)IMC dynode& TASC top layerSΩ

21 cm2sr

320 cm2sr

1200 cm2sr

ICRR seminar

23

bCALET-2 observation

ICRR seminar

24

bCALET observations
bCALET-1

bCALET-2

Date

31, May, 2006

27, Aug, 2009

Place

Sanriku

Hokkaido

Level flight altitude

37km

35km

6 hours(37km level fright: 3.5hours)

4.5 hours(35km level flight: 2.5hours)~3000@37km~12000@35km

Duration
Triggered event number

Gamma-ray spectrum

Electron spectrum

ICRR seminar25

Beam Test at CERN-SPS
場所：CERN-SPS
日時：2012.9.24 – 10.15
粒子： 電子 10 – 290 GeV
陽子 30 – 400 GeV
ミューオン： 150, 180GeV
検出器： 熱構造モデル（フライトモデルと同じ構造）
回路系の一部はBBMを使用

Charge Detector: CHD

フライトモデルとの違い
CALET

ビーム試験(2012)
ビーム試験

CHD

14枚 x (X,Y)

3枚 x (X,Y)

IMC (SciFi)

448本 x (X,Y) x 8層

256本 x (X,Y) x 8層

7層 （3X0）

7層 （3X0）

16本 x (X,Y) x 6層

3本 x (X,Y) x 6層

(W)
TASC

Imaging Calorimeter: IMC

Total Absorption Calorimeter: TASCICRR seminar

26

Examples of Shower Events Observed at CERN-SPS
Electron Showers
10 GeV

20 GeV

50 GeV

100GeV

200GeV

Proton Showers
30 GeVInteracted in IMC

100 GeVInteracted in IMC

w/o Interaction

ICRR seminar

400 GeVInteracted in TASC

interacted in IMC

27

CERN-SPS Beam Test Results
Energy distribution
＋Exp.

−Sim

e 100GeVData
MC∆E/E<2 %p 400 GeV

Angular Resolution

Energy Resolution

ICRR seminar

28

Heavy Ion Beam Tests at CERN-SPS
CHD
Experiment@CERN-SPS

150A GeV/c
Argon Fragments

Charge resolution:
σZ = 0.15e(@B) – 0.30e(@Fe)
Energy deposit vs.
Beam energy

Energy resolution vs.
Charge of Incident particle(Beam energy)
ICRR seminar

2929

CALET Instruments
CGBM
HXM

CAL
・Charge Detector (CHD)
・Imaging Calorimeter (IMC)・Total Absorption Calorimeter (TASC)

SGM

©JAXA
©JAXA

ASC
©JAXA

CGBM
・Hard XX-ray Monitor (HXM)
LaBr3 : 7keV～1MeV
・Soft γγ-ray Monitor (SGM)
BGO ： 100keV～20MeV

CHD

データ処理・電源・Mission Data Controller (MDC)
制御、データ送受信、トリガ、電源・HVHV-BOX
高電圧電源（PMT:68ch, APD:22ch）

IMC

GPSR

TASC
©JAXA

CAL
HV-BOX

サポートセンサ

MDC・Advanced Stellar Compass (ASC)観測装置の方向測定
・GPS Receiver (GPSR)
イベントへの時刻付け（<1ms）©JAXA

ICRR seminar

©JAXA

30

CALET Instruments

©JAXA

©JAXA

GPSR-ANT

HXM#1, #2 [CGBM]

©JAXA

©JAXA

CHU(w/buffle)[ASC]DPU[ASC]©JAXA

CHD/IMC [CAL]

©JAXA

MDC

©JAXA

TASC [CAL]

©JAXA

©JAXA
©JAXA

HV-BOX

©JAXA

©JAXA

CIRC

SGM [CGBM]ICRR seminar

GBM-EBOX[CGBM]
31

Calorimeter
CAL構成機器
CAL構成機器
カロリメータのカロリメータのコンポーネント
 検出器アセンブリ

 CHD： プラスチックシンチレータ(EJ200)
PMT(R7400-06相当品)
 IMC：シンチレーティングファイバー(SCSF-78)
64ch MaPMT(R7600相当品)
 TASC： PWOシンチレータ(SICCAS製)
PMT(R-7400-06相当品)
PD/APD(S1227-33/S8664-10相当品)

 検出器構体 IMC/CHD構体：タングステン板、アルミハニカム
 TASC構体：CFRPセル

 フロントエンド回路(FEC)
フロントエンド回路

CHD-FEC
IMC-FEC

 CHD-FEC： CHIC + 整形アンプ + ADC(16bit)
 IMC-FEC： VA32-HDR14.3 + ADC(16bit)
 TASC-FEC： CHIC + 整形アンプ(H/L)+ADC(16bit)

CHD-FEC

CHD
IMC

TASC-FEC

IMC-FECTASC-FECTASC※CHIC(CALET Hybrid IC)
ICRR seminar

32

Calorimeter
CAL構成機器
CAL構成機器

CHD
Plastic Scintillator

CHD--FEC
IMC--FEC

CHD

CHD

©JAXA

©JAXA

IMC

IMC

IMC

TASC--FEC

Scintillating Fiber

TASC

TASC
©JAXA

©JAXA

16 x 6 layers (x,y)= 192
19mm x 20mm x 326mm
Scintillator(PWO)

©JAXA

©JAXA
ICRR seminar
CFRP Structure

TASC(Completed)

©JAXA

33

Ground Tests of Flight Model
製造・システム組立
IHIエアロスペース社
IHIエアロスペース社

初期機能試験

©JAXA

筑波宇宙センター

環境試験

音響試験
熱真空試験
EMC試験

CALETフライトモデル
CALETフライトモデル(MLI
フライトモデル(MLIなし(MLIなし)なし)

end-to-end通信試験
最終機能試験
連続運転試験©JAXA

CALETフライトモデル（
CALETフライトモデル（MLI
フライトモデル（MLI有り）
MLI有り）

射場へ輸送
ICRR seminar

34

Ground Muon Tests
地上連続運転試験概要■ CALETの全ての検出器を動作させて測定を実施■ 軌道上観測時と同様の冷媒による温度制御、通信方式（600/50kbps）を使用■ コマンドを記述したスケジュールファイルを利用して測定を実施
冷媒循環

日時：2015年3月20日 – 22日
取得時間：約40時間
取得イベント数： 約2 x 106
トリガー： 30分毎に以下を変更

フロリナート

低速通信
50kbps-(X1+2) & (Y3+4) & (X5+6) & (Y7+8)-(Y1+2) & (X3+4) & (Y5+6) & (X7+8)
ペデスタルは30分毎に2秒間(50Hz)取得
©JAXA

中速通信
600kbps

ICRR seminar

CALETフライトモデル
フライトモデル35

Events observed by ground muon tests
シングルイベント①

シャワーイベント①

シングルイベント②

シャワーイベント②

ICRR seminar

36

CALET Flight Instruments at Tanegashima
種子島宇宙センターでHTV パレットに設置されたCALET©JAXAICRR seminar

37

CALET dataflow from ISS to ground

Data
Archive

国際宇宙
ステーション

Not available at present(ISS)

WCOCでは2種類のデータを受信
リアルタイムデータ• ISSから送出後数秒以内に受信
解析用生データ（Level0データ）• 1時間に1回受信• 時系列補正, 欠損補完済

筑波宇宙センターにおいて
CALET地上運用設備を構築し、主に装置の安全性の監視を行う
軌道上CALETとの直接のインタフェースを有し、データ受信・コマンド送信を行う.

早稲田大学にWaseda CALET
Operations Center (WCOC)を構築しミッション運用として科学観測状況の監視とオペレーションを行う

CALETの統一的運用を担っている
ICRR seminar

38

Dataflow and Operation System• WCOCにおける２４時間体制のリアルタイム監視を行い、つくば宇宙センターのオペレーショ
ンチームとの共同運用体制を構築した。
• 科学解析用データ処理、国内外研究機関へのL１データ配信、運用計画に基づくスジュール
コマンドの作成による数日間の観測運用の自動化を実現した。

ICRR seminar

39

Trigger Mode

ICRR seminar40

On-orbit Operation
スケジュールコマンドを用いた軌道上運用を実施

ICRR seminar41

On-orbit Operation
スケジュールコマンドを用いた軌道上運用を実施

ICRR seminar42

On-orbit Operation
スケジュールコマンドを用いた軌道上運用を実施

ICRR seminar

43

Real Time Monitoring• JAXAからリアルタイムにRawデータを受信• Quick Look(QL)を用いた24時間体制での監視
Concept of QL
Monitoring System

Summary Display
ISS Orbit Monitor

Event Display

Histogram Monitor

Trend Monitor

ICRR seminar

Current Data Monitor

44• 直感的な検出器の状態把握• センサの健全性(生死/ノイズ)

RealTime Monitoring• 運用に必要な情報を集約• CALETの運用状況をQLプロ
グラム自体が総合的に把握・判断し、色や音で警告

Concept of QL
Monitoring System

Summary Display
ISS Orbit Monitor

Event Display

Histogram Monitor• データ分布の分析• ISS位置の確認• 軌道予測に基づく運用計画の確認

Trend Monitor• 観測データの時間変化を監視• 異常の予測と原因の推定可能
ICRR seminar

Current Data Monitor• ある時間のデータを網羅的に表示4545

QL Event Viewer

ICRR seminar46

TeV電子の検出！
機上で検出した電子候補 約1.03TeV

シミュレーション例1

シミュレーション例2

ICRR seminar

47

General Alerts of Transients by CGBM
LIGO-Virgo MOU
CALET on ISS

TDRSS

MSFC/NASADRTS
CGBM data
・TH: Timing Histogram
・PH: Pulse height Histogram
・GRB triggered data

JAXA
Tsukuba SC
CALET Grond Sys.
in UOACounterpart search
Further follow up
observations in longer
EM wavebands

CGBM Data Processing

GCN, ATel,Web

in

Waseda CALET
Operations Center(WCOC)

・GCN:
Gamma-ray Coordinates Network

・ATel:
Astronomer’s Telegram
ICRR seminar

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GRB Detection!!
CGBM/SGM ハイゲインデータ- 検出時刻:カウントレート [カウント/秒]

2015年10月6日 9:54:59 (世界時)- CALET ガンマ線バーストモニター(CGBM) の 機上トリガーシステムにより、自動検出.

- CGBM の SGM 検出器で検出.
CGBM/SGM ローゲインデータ- フェルミ衛星、そしてスウィフト衛星でも同時に検出.

- 瞬間的な明るさは、かに星雲の約10倍.
- CGBM で観測されたバーストの継続
時間は約20秒.
時間 [秒]

今後も１月に2-3個程度のガンマ線バーストの検出が予想され、
CALET/CAL や同じプラットフォーム上のMAXIとの連携観測が期待できる.

ICRR seminar49まとめと予定
 CALETはTeV領域に及ぶ電子・ガンマ線観測により近傍加速源と暗黒物質の探索を行うほか、陽子・原子核の観測を1000TeV領域まで実施して宇宙線の加速・伝播機構の 包括的な解明を行う。さらに、太陽変動やガンマ線バーストのモニター観測を実施する。
 CALET は、JAXAと早稲田大学の共同研究によるプロジェクトである。国際共同
ミッションとして、JAXAが米国NASA,イタリアASIと協定を結んで実施している。
 CALETは、２０１５年８月１９日に種子島宇宙センターからHTV5号機に搭載しHIIBロケットで打ち上げられ、船外実験プラットフォーム＃９ポートに設置された。
 つくば宇宙センターユーザ運用エリア（UOA)と早稲田大学CAET Operations
Center (WCOC)における90日間の初期運用（チェックアウトフェーズ）を完了し、定常運用を開始した。現在収集データの詳細な解析を進めており、今後2年間で高統計データを収集し、その成果を基に5年間の観測を実現する予定である。
©JAXA

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