Explore
the Universe and Elementary Particles
with“Multi-Messengers”

東京大学宇宙線研究所は、宇宙から飛来する「マルチメッセンジャー」の観測をとおして、

Wave
Gravitational

Gamma Ray

Cosmic Ray

Dark Matter

Neutrino

もっとも大きな宇宙と、もっとも小さな素粒子の神秘にせまります。

目次

1

2

3

研究内容についてRESEARCH PROJECT

04

所長あいさつFrom the Director

08

宇宙線とは？

What are Cosmic Rays?

Contents

宇宙ニュートリノ研究部門

Neutrino and Astroparticle Research Division

12

スーパーカミオカンデグループ

Super-Kamiokande Group

16

T2K グループ

T2K Group20

ハイパーカミオカンデグループ

Hyper-Kamiokande Group24

XMASS グループ

XMASS Group高エネルギー宇宙線研究部門

High Energy Cosmic Ray Research Division28

チェレンコフ宇宙ガンマ線グループ

Cherenkov Cosmic Gamma Ray Group

32

テレスコープアレイグループ

Telescope Array Group36

チベットグループ

Tibet AS γ Group40

高エネルギー天体グループ

High Energy Astrophysics Group

宇宙基礎物理学研究部門

Astrophysics and Gravity Research Division44

重力波グループ

Gravitational Waves Group48

観測的宇宙論グループ

Observational Cosmology Group

52

理論グループ

Theory Group

実験施設について

FACILITIES58

主な実験施設、附属施設など

Experimental Facilities

60

神岡宇宙素粒子研究施設

Kamioka Observatory61

重力波観測研究施設

KAGRA Observatory

62

カナリア高エネルギー宇宙観測研究施設

High Energy Astrophysics facility in Canarias

63

宇宙ニュートリノ観測情報融合センター

Research Center for Cosmic Neutrinos

64

乗鞍観測所

Norikura Observatory

65

明野観測所

Akeno Observatory

66

チャカルタヤ宇宙物理観測所

Chacaltaya Observatory

研究所について

INFORMATION

70

沿革

History

72

年表

Timeline

75

機構

Organization

76

委員会

Committees

78

教職員

Staff

79

予算

Budget80

共同利用研究・教育Inter-University Research and Education

81

国際交流

International Exchange

82

広報Public Relations

84

成果発表

Achievement Reports

85

受賞歴

Awards86

アクセス

Access04 | From the Director

所長あいさつ2020 年、世界は新型コロナウイルス COVID-19 の影響

宙線によって生成されたニュートリノの観測で発見されたのなかで大きく混乱しています。研究所の教職員、研究員、こと、また、太陽ニュートリノの研究でも別な種類のニュー

大学院学生、そして全ての皆さまの感染拡大の防止を最優

トリノ間のニュートリノ振動が確認されたことは 2015 年

先するため、現在、宇宙線研究所では様々な研究会やイベのノーベル物理学賞に結びつき、近年の成果のハイライト

ントの中止、あるいは延期を決めており、更には観測研究と言えましょう。宇宙にはその総重量が我々の知っているの多くを中断しております。一日も早く新型コロナウイル

物質の数倍にもなるにも関わらずその正体が全くわからなスの蔓延が終息し、正常な研究所の活動を再開できること

いダークマターが存在しています。その正体が何であるかを願っています。

という問題は非常に興味深く、ダークマターの正体を探る
研究も活発に進められています。
宇宙線研究所の歴史は 1950 年に朝日新聞学術奨励金で地中から来ているのか確認するために、気球に乗り、高度乗鞍岳に建てられた宇宙線観測用の「朝日の小屋」に始まと共に放射線の強度の変化を調べました。この結果は驚いります。その後 1953 年に東京大学宇宙線観測所（通称、たことに、高度が上がると放射線強度が上がるということ

乗鞍観測所）となりました。この観測所は、わが国初の全を示しており、この観測が宇宙から飛来する放射線「宇宙国共同利用の施設でした。そして 1976 年に乗鞍観測所と線」の発見となりました。この観測によって、宇宙には我々

原子核研究所の宇宙線関連部門をベースに現在の東京大学が目で見える光以外に、高エネルギーの放射があることが宇宙線研究所となり、全国共同利用の研究所として宇宙線示されました。すなわち高エネルギー宇宙の発見です。

の研究を進めてきました。その後 2010 年には共同利用・共同研究拠点として、そして 2018 年には国際共同利用・

その後この宇宙線がどのようなものであるかを探る研究が続きます。それと共に 20 世紀半ばまでにこれらの研究

共同研究拠点として認定され、新たな制度のもとで宇宙線に関連した共同利用研究を推進しています。

を通して、ミューオン、パイ、Ｋ中間子などが発見され、現在で言う素粒子物理学の発展にも大きく寄与しました。

宇宙線研究所の使命はこれらの宇宙線研究で世界をリー

しかしその後加速器の技術が発達して、素粒子の研究の中ドしていくことです。世界最大のニュートリノ測定器スー

心舞台は加速器を用いた実験に移りました。一方、宇宙線

パーカミオカンデはニュートリノ振動の発見とその後の研がどこで生成され、どのように地球まで飛来するのかも重究で大きな成果を上げています。スーパーカミオカンデは要な問題で多くの研究がなされました。宇宙線がどこで生

今後も世界最高性能のニュートリノ検出器として重要な研成されたかを知るには宇宙線粒子の飛来方向を測定すれば究成果をあげて行くものと期待されています。一方で世界

よいかというと、そうはいかないことがわかります。つまり、の研究は急速に進歩しており、宇宙線研究所でも新たな魅宇宙線は電荷をもっており、また宇宙には磁場があるため、力ある研究を進める不断の努力が必要です。そのため、次宇宙線は生成されたところから地球に飛来するまでに曲げ期計画としてハイパーカミオカンデの建設を進めます。まられてもともとの生成場所と到来方向には全く関係がなくた、宇宙線研究所では最高エネルギー宇宙線観測装置（TA）

なってしまうのです。このような理由のため、宇宙線がどが 2008 年に完成し、現在この装置を用いた研究が精力こで生成されるのかなどの天文学的問題の解決には長い間的に進められています。特に、1020 eV という超高エネル

大きな進展がありませんでした。

ギーになれば宇宙線が銀河系内を飛行する際に磁場で曲がる角度は数度以内になります。TA 実験による観測によっ

しかし、近年の観測技術の急速な進歩によって、宇宙線て、最高エネルギー宇宙線がある特定の方向から多く飛来の研究は飛躍的に発展し、宇宙線研究は黄金期と言ってもしている証拠が観測され、最高エネルギー宇宙線天文学と過言でないと思われます。宇宙線の起源を探る手段として、いうような新たな研究分野が開拓されつつあると予感させ電荷を持たない高エネルギーガンマ線や宇宙ニュートリノ

ます。また 2010 年に装置建設が開始された重力波望遠鏡の観測が非常に大切ですが、近年のガンマ線観測の進展は(KAGRA) は 2019 年には建設が終了し、2020 年には観測本当に目を見張るものがあります。また、高エネルギー宇運転を開始しました。この装置で重力波の観測と重力波天

宙ニュートリノもその証拠が発見されました。これらの研文学の推進を期待したいと思います。更には、現在世界的究と共に、宇宙を見る新しい目として、重力波の検出も世な規模の国際共同で準備が進む高エネルギーガンマ線天文

界中で感度向上の努力が続けられ、2016 年 2 月 11 日にア台の CTA プロジェクトにも積極的に取り組み、スペインのメリカの LIGO プロジェクトで重力波の初観測が報告され、カナリー諸島ラパルマ島で望遠鏡を建設中です。

いよいよ新たな重力波天文学時代の幕が開くと思われます。
それとともに、広い意味の宇宙線を用いて素粒子の世界を宇宙線研究所にとって重要な科学的研究成果を出すこと探る研究も近年再び大きな注目を集めるようになってきまが一番大切であることは誰もが認めることと思います。しした。ニュートリノ振動すなわちニュートリノの質量が宇かし、それと共に我々の研究成果をより広い研究者コミュ
From the Director | 05

研
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RESEARCH PROJECT

宇宙線が発見されたのはほぼ１世紀前の 1912 年頃でした。Victor F. Hess は当時知られていた地上での放射線が１

From the Dire c t or
ニティーや一般社会の方々に知ってもらうことも非常に重要と思われます。本冊子では宇宙線研究所の現在の活動をまとめ、皆様に研究所の研究活動を理解していただくことを主な目的として作成したものです。

In 2020, the world is terribly influenced andconfused by the new corona-virus COVID-19. In
order to give priority to preventing the spread of theinfection to our faculty and staff members, postdoc
researchers, graduate students and everyone, theInstitute for Cosmic Ray Research has decided tocancel or postpone various meetings and events, andto suspend many observational activities. We hopethat the spread of the new corona-virus will end, andthe normal research activities of our Institute can beresumed soon.
Cosmic ray was discovered around 1912. By the early
1900s, it was already known that there were radiations at
the Earth’s surface. To investigate if all radiations camefrom the ground or there were other sources, Victor
F. Hess took a balloon flight and studied the changeof the radiation intensity with respect to the altitude.
Surprisingly, the result showed that radiation intensity
went up at high altitudes. The observation brought about
the discovery of "cosmic ray" radiation. This was thediscovery that the universe is “shining” not only with thevisible light, but also with high energy particles.
Various experiments followed to understand the natureof cosmic rays. Muons, π and K mesons were discovered
through these activities by the middle of the 20th century.
They contributed to the development of the elementary
particle physics. However, due to the advancement ofaccelerator technologies, main research activities inthe elementary particle physics shifted from the studies
of cosmic rays to experiments with accelerators. On
the other hand, there remained important questions incosmic ray physics; such as, where the cosmic rays are
generated, and how they reach to the Earth. Since thecosmic ray particles have electric charges, the directional
information of a cosmic ray at the origin is completely
lost when it arrives at the Earth. Hence, there has been
little progress in understanding the astrophysical puzzles
of cosmic rays such as the acceleration mechanism of
cosmic ray particles.
However, because of the rapid advancement of theexperimental technologies in recent years, cosmic ray
research has also progressed rapidly. It is indeed thegolden age for cosmic ray researchers. Observation ofhigh energy gamma rays and cosmic neutrinos, carrying
no electrical charges, are very important probes to
explore the origin of cosmic rays. The progresses that06 | From the Director

the gamma ray observation experiments have made inrecent years are truly astonishing. Recently, the evidence
for high energy cosmic neutrinos has been found as well.
Furthermore, there has been a significant improvementin the sensitivity in the gravitational wave detection. On
Feb. 11, 2016, the LIGO collaboration announced theobservation of gravitational waves. The gravitational
wave astronomy is about to begin. Recently, studies of
cosmic rays have contributed to the field of elementary
particle physics again. For example, the studies ofneutrinos produced by cosmic ray interactions in theatmosphere have led to the discovery of neutrino
oscillations between muon-neutrinos and tau-neutrinos,
namely establishing the non-zero masses of neutrinos.
Solar neutrino experiments have solved the longstanding solar neutrino problem attributing it to neutrino
oscillations between electron-neutrino and other neutrino
flavors. These studies were recognized by the 2015
Nobel Prize in physics. It is well known that the total
mass of “dark matter” is several times larger than that of
the normal matter. However, the natures of dark matterparticles are unknown. Dark matters are searched for andstudied actively by various means.
The history of the Institute for Cosmic Ray Research(ICRR) began with an experimental hut in Mt. Norikura
at the altitude of 2,770m, called Asahi hut, built in1950 with the Asahi Bounty for Science. This small hut
developed into the Cosmic Ray Observatory (commonly
called Norikura Observatory) of The University ofTokyo in 1953. It was the first inter-university researchfacility in Japan. The Cosmic Ray Observatory, together
with cosmic ray divisions of the Institute for Nuclear
Study, was reorganized to the Institute for Cosmic Ray
Research (ICRR) of The University of Tokyo in 1976.
Since then, ICRR has carried out various research
activities on cosmic rays as an inter-university research
institute. In 2010, ICRR has been selected as one of theJapanese government's “Joint Usage/Research Center”,
then in 2018, as one of the "International Joint Usage/
Research Center". ICRR is continuing inter-university
research activities under the new system.
The mission of Institute for Cosmic Ray Research(ICRR) is to lead the world community of cosmic ray
researches. The world's largest neutrino detector SuperKamiokande has discovered neutrino oscillations andbeen contributing to the studies of oscillations. It is
expected that Super-Kamiokande will continue to get
important scientific results. However, the research
activities in the world advance quickly. Therefore,
continuing and lasting efforts to create new attractive
fields of research are required at ICRR. As one of suchactivities, ICRR will construct the Hyper-Kamiokande
detector as the successor of Super-Kamiokande. The
highest energy cosmic ray project called Telescope Array(TA), completed in 2008, has been conducting various
studies on the highest energy cosmic rays. The highestenergy cosmic rays of energy at 10 20eV deviate by
only a few degrees from their original paths when they
travel through the Milky Way galaxy. TA has observed
indication that the highest energy cosmic rays arrive froma particular direction of the sky. The data may suggest
the birth of a new research field, the highest energy
cosmic ray astronomy. In addition, the gravitational
wave telescope (KAGRA) whose construction began in
2010, completed in 2019. The initial observation run of
KAGRA has started in 2020. We are looking forward toseeing the signals of gravitational waves and promoting
the gravitational wave astronomy. Finally, constructing
CTA (Cherenkov Telescope Array) for high-energy
gamma-ray astronomy as a key partner of the global
project is also one of the very important missions for
ICRR.

１
研
究
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容
に
つ
い
て
RESEARCH PROJECT

Not to mention, delivering scientific results of highstandards is an important mission to ICRR. However, it isalso very important to share our scientific achievementswith the scientific community and the general public.
This booklet summarizes the present activities at ICRR
for readers of such backgrounds. We hope that it serves
its purpose.

Director of Institute for Cosmic Ray Research

Takaaki Kajita

From the Director | 07

宇宙線とは ?

© VF Hess Society, Schloss Pöllau
オーストリアの科学者ヘスは気球に乗って大空に飛び立ち、放射線を測定した
Austrian physicist Victor Hess ascended in a balloon up to the sky and measured radiations.

宇宙から降り注ぐミクロな粒子

1000 億の粒の雨「空気シャワー」

1912 年、オーストリアの科学者ヘスは、気球に乗って1936 年、宇宙線の線量は高度 15 km ほどでピークとな

大空に飛び立ちました。当時、高いエネルギーで飛び交うり、それより高い場所では急速に減少することが測定され粒である放射線は、地球の内部からやってくると考えられました。これは何を意味しているのでしょうか。つまり、ていました。しかし、ヘスの実験では気球の高度が上がる

これまで検出されていた宇宙線は、宇宙から地球にやってにつれて、放射線の強度が高くなっていったのです。放射

きた高エネルギーの宇宙線が地球の大気と衝突して生じた線は宇宙からも降り注いでいるのではないだろうか――。

粒子だったのです。宇宙に起源を持つものを「一次宇宙線」、

宇宙線の研究が幕を開けた瞬間です。

大気と衝突して生じる大量の粒子を「二次宇宙線」と呼びます。

宇宙線とは、宇宙空間を高エネルギーで飛び交っている
とても小さな粒です。地球にも多くの宇宙線がやってきて地球の大気と衝突した一次宇宙線は、空気に含まれる窒おり、大気と衝突して大量の粒子が生み出され、地表に降

素原子や酸素原子の原子核を破壊して、中間子と呼ばれるり注いでいます。私たちは、毎日このような粒を浴びてい新たな粒子をたくさん作り出します。さらに、その中間子ます。粒は私たちの体や地球の岩石をするりと通り抜けて、も周りの原子核と高速で衝突して、多くの中間子を生み出地中へと突き進んでいるのです。

し、ねずみ算的に粒子の数が増えていくのです。生じた粒子のうち寿命が短いものはすぐに崩壊し、最終的に 1000

この粒子の正体は、私たちの身の回りの物質をつくる原子核や素粒子などです。宇宙線として地球に降り注ぐ粒子

億個もの粒となり、数百平方メートルの範囲に降り注ぎます。

の 90 % は陽子 1 個でできた水素原子核で、9 % は陽子と中性子が２個ずつ集まったヘリウム原子核、残りの１ % がヘリウム原子核よりも重たい原子核や素粒子です。

このようにシャワーのように降り注ぐ二次宇宙線のことを「空気シャワー」と呼びます。ミューオンやニュートリノ、中性子、ガンマ線、電子、陽電子などが含まれます。中間子やミューオン、陽電子などの粒子は空気シャワーの観測により発見されました。宇宙線の研究は素粒子物理学の発展に大きく貢献してきました。

08 | What are cosmic rays?

大きなエネルギーを持つ一次宇宙線は、太陽系の外からやってきます。空気シャワーの観測により、宇宙線のエネ

Primary
Cosmic Ray

一次宇宙線

宇宙からのメッセンジャー

１

ルギーは 10 の 8 乗電子ボルトから 10 の 20 乗電子ボルトと、大きな幅があることが分かりました。最も高いエネルギーを持つ宇宙線は、加速器実験で人工的に作り出せる最大のエネルギー (14 TeV) の 1000 万倍にもなります。いっγ

たいどのように粒子をこんなエネルギーにまで加速してい

Atom

π+

π0
γ

大気

p

osph

ere

π

−

p

n

ν

るのでしょうか？ まだ謎に包まれています。

νμ+エネルギーの低い宇宙線は、太陽系内や銀河系内の強力な磁場により、進路を曲げられてしまいます。一方、最高エネルギーの宇宙線は、磁場の影響をほとんど受けずに真っ
直ぐ地球にたどり着くので、宇宙のどこからやってきたかElectromagnetic Shower

Nucleon Cascadeとが明らかになってきました。宇宙線を見つめることで、を明らかにし、さらには、宇宙の進化に迫ります。宇宙線は、多くの謎を解く可能性を秘めた、宇宙から私たちに向けて放たれた「メッセンジャー」なのです。

ニュートリノ、重力波、ガンマ線 ……
「マルチメッセンジャー」で宇宙を探査
宇宙からやってくるメッセンジャーは原子核だけではありません。最もエネルギーが高い電磁波である「ガンマ線」、
全ての物質を軽々とすり抜けて地球にやってくる素粒子

宇宙から降り注ぐ放射線（一次宇宙線）が、大気中の原子核と衝突し、二次宇宙線として「空気シャワー」を生み出す。
Radiations originating from space (primary cosmic ray) produce air
showers, as secondary cosmic ray, in collisions with air molecules.

p
n
γ
e
π

「ニュートリノ」、時空のゆがみがさざ波のように伝わる「重μ力波」、未知の物質「暗黒物質」などもあります。ガンマ線

νとニュートリノについては観測技術が飛躍的に向上し、ガ

ニュー

核子カスケード

Neutr

ino

最新の観測により、重い星が寿命を終えるときに起こす「超新星爆発」で、高エネルギーの宇宙線が生まれているこ
遥か遠い宇宙で起こっている激しい天体現象のメカニズム

ν

トリノ

ν

ン

の内側は約 63 平方キロメートメトルです。

Muon

ルの範囲に年に 1 回ほどしか降りません。ちなみに山手線e電磁シャワー

ミューオ

が分かります。このような宇宙線は、100 平方キロメート

RESEARCH PROJECT

μ−

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陽子 Proton
中性子 Neutron
ガンマ線 Gamma ray
電子 Electron
パイ中間子 Pion
ミューオン Muon
ニュートリノ Neutrino

ンマ線天文学やニュートリノ天文学などの新たな学問が拓けてきました。

What are cosmic rays? | 09

たに宇宙を調べる扉を開いたのです。宇宙線研究所でも、大型低温重力波望遠鏡「KAGRA」の建設を 10 年がかり
で 進 め、2019 年 10 月 に 完 成。2020 年 2 月 か ら 本 格 運転を開始しました。重力波とは、非常に重い天体が動くときに生じる空間のゆがみが、宇宙空間を波のように伝わる現象のことです。重力波の観測により、重たい天体が合体する様子や、宇宙初期に急激に膨張したインフレーションなど、原子核や素粒子では捉えられない、最深部の宇宙の姿を直接観察する可能性を秘めています。私たちは今後、
LIGO( 米国 )、Virgo( 欧州 ) に関わる研究者との共同観測により、多くの重力波を観測し、重力波天文学を構築していくことを楽しみにしています。
宇宙線研究所ではこのように、宇宙の謎を解くために多角的なアプローチを用いており、「マルチメッセンジャー」と呼んでいます。宇宙線研究所は、多様な手段を用いて一括して宇宙線研究に挑むユニークな研究機関です。

ニュートリノ暗黒物質

Cosmic rays are high-energy particles that strike theEarth from all directions. They are likely to originate
somewhere in outer space and travel to the Earth atalmost the speed of light. Cosmic rays pass through ourbodies every second and some of them even penetrate
deep into solid rock.
They are the same nuclei and particles which compose
the matter we can see every day. About 90 percent of
the cosmic rays are hydrogen nuclei (namely protons),
9 percent of them are helium nuclei, and the rest areheavier nuclei and elementary particles such as electronsand positrons.

重力波Gravitational wave

超新星爆発や太陽などの星の中、地球の大気や内部など、さまざまなところで生じる素粒子。人も地球も何でもす る り と 通 り 抜 け て、
ほとんどは宇宙の遠くへ飛び去る。

現在知られている物質
では説明できない正体
不 明 の 物 質。 ま だ 直
接検出されたことがな
い。宇宙に存在すると計算される物質の大半を占めている。

アインシュタインの相対性理論によって提唱された時空の波。重たい天体やブラックホー
ル同士の合体や超新星爆発など、時空が急激に変化するときに大きな波が生じる。

宇宙線

Gamma rayCosmic ray
人工衛星
宇宙ステーション

気球

Neutrinoチ
Cher ェレンコ
enko
フv rad 光iationDark matter

ニュートリノNeutrino

ガンマ線

宇宙線

たと発表がありました。人類は電磁波と素粒子に加え、新200 km ~Cosmic ray

ついに 2016 年 2 月、人類史上初めて重力波を直接検出しIn 1912, an Austrian physicist, Victor Hess took aballoon flight in order to investigate radiation intensity
in the sky. In those days, high-energy radiation was
thought to be coming from the Earth and he predictedradiation intensity would decrease with altitude. But his
experiment showed that radiation intensity increased
as he went up to the sky. Then the question arose: Isradiation entering the atmosphere from above as well?
This is the very beginning of cosmic ray research.

30 km
空気シャワーAir shower

うち、観測できていなかった唯一の現象でした。しかし、ガンマ線

が 100 年前に考えた一般相対性理論が提唱する物理現象のHigh-Energy Particles from Space

Gamma ray

メッセンジャーのひとつの重力波は、アインシュタイン

3~5 km

空気シャワー検出器
地下空気チェレンコフ望遠鏡
最もエネルギーの高い領域の電磁波。宇宙で起こるさまざまな超高エネルギー現象で生成される。

水チェレンコフ望遠鏡
宇宙線を観測するさまざまな手段
Methods of cosmic ray detection

10 | What are cosmic rays?

暗黒物質検出装置

重力波検出装置

宇宙を高エネルギーで飛び交うとても小さな粒。90 ％が陽子でできた水素原子核で、9 ％がヘリウム原子核、残りはより重たい原子核や素粒子。

Wh a t a re co s m i c r a y s ?
Rain of Hundred Billions of Particles, “Air Shower”

A primary cosmic ray arriving at the Earth's atmosphereto the Earth collides with an air molecule, which breaks
apart the nucleus of the molecule and produces multiple
high-energy particles called “mesons.” Then theseparticles fly apart at almost the speed of light, and further
strike the surrounding air molecules, producing moreparticles. The chain reaction quickly grows and mostof the product particles soon decay into many types oflighter particles such as muons, neutrinos, gamma-rays,
electrons, and positrons. Finally, the primary cosmic ray
develops into hundreds of billions of secondary particles,
pouring down on an area covering several hundred
square meters on the ground. This cascade of particles
is called an “air shower.” Muons, mesons, and positrons
were discovered in air showers. Cosmic ray research
made a great contribution to elementary particle physics
in its early history.

Messenger from Space
High-energy primary cosmic rays come from outside thesolar system. Observation of air shower tells us the factthat primary cosmic rays striking the Earthʼs atmospherehave a very wide energy spectrum, ranging from 108 to
1020 electron volts. Extremely high energy cosmic rays
have ten million times as much energy as the largest
man-made particle accelerator can produce (14 TeV).
How cosmic rays can be accelerated to such extremely
high energy is still a mystery.
Before arriving at the Earth, low-energy cosmic rays
are bent many times by galactic magnetic fields. On theother hand, extremely high-energy cosmic rays arriving
at the Earth experience less bending in the magnetic
fields, and therefore they travel straight to the Earth.
That’s the reason why we can find out the right directions
from which they arrive. The Ultra-High-Energy cosmic
rays (>1019 eV) are coming only about once a year on anarea covering hundred square kilometers on the Earth. Justfor comparison, the area inside the JR Yamanote Line inTokyo is approximately 63 square kilometers.

Gamma-rays, Neutrinos, and Gravitational Waves,
A Unique Research Institute Exploring Universe
with “Multi-Messenger”
Not only the nucleus is a messenger with informationfrom space, but also the followings are such messengers:
gamma-rays (high energy photons), neutrinos (elusive
particles most of which pass through matter without
interaction), gravitational waves (ripples in the fabricof space-time), and dark matter (as-yet-unidentified
matter). Many technologies have been developed for thedetection of gamma-rays and neutrinos, and new fields
of gamma-ray astronomy and neutrino astronomy havebeen opened to researchers.
The existence of gravitational waves was predicted byAlbert Einstein 100 years ago in his theory of generalrelativity and has long been the final missing piece thatcompletes the discovery of what he predicted on thebasis of this theory. In 2015, LIGO (USA) and Virgo(Europe) detected gravitational waves for the first time inhuman history. It was a giant step for humankind because
we acquired a novel probe for astronomical observationsin addition to electromagnetic waves and particles.
Also in Japan, Large-scale Cryogenic Gravitational
Wave Telescope “KAGRA”, hosted by ICRR, KEK and
NAOJ, was completed in October 2019 after 10 years ofconstruction and started its operation in February 2020.
Gravitational waves are ripples in space-time which
propagate at the speed of light. Detection of gravitational
waves will reveal aspects of the Universe that are, withthe traditional probes, unobservable such as mergers of
black-holes and the birth of the Universe. We are looking
forward to seeing the signals of gravitational waves andpromoting gravitational wave astronomy hand in handwith researchers of both LIGO and Virgo.
ICRR explores the frontier of the cosmic ray physics,
astrophysics and elementary particle physics based on
the coordinated observation and interpretation of "multimessenger" signals such as cosmic rays, gamma rays,
neutrinos, gravitational waves, and dark matter. ICRR
at The University of Tokyo continues to be a uniqueresearch institute that hosts a comprehensive array ofleading cosmic ray research programs.
What are cosmic rays? | 11

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研
究
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RESEARCH PROJECTIn 1936, it was found that the intensity of cosmic
radiation reached a peak at about 15 kilometers inaltitude and dropped sharply with increasing altitude.
Why did it happen? In fact, the detected radiation turned
out to be secondary particles produced by collisions
between high-energy cosmic rays from space and theatmosphere of the Earth. Cosmic rays originating inspace are called “primary cosmic rays,” and the others
are called “secondary cosmic rays.”

According to the recent studies, a supernova explosions,which occurs during the last stellar evolutionary stagesof the life of a massive star, is likely to be among such
sources of cosmic rays. One of the main purposes of
cosmic ray research is to understand the mechanismsof very high-energy astrophysical events far from the
Earth, with which we might be able to uncover the
mysteries of the evolution of the Universe. Cosmic rays
are “messenger” that convey messages from the universeout of our reach, with a great potential to bring answers
to questions that are asked in a wide range of fields inphysics and astronomy.

Super-Kamiokande

図 1 スーパーカミオカンデの内部
Inside of the Super-Kamiokande Detectorスーパーカミオ カ ン デ
研究の目的

太陽ニュートリノ観測とニュートリノ振動◆太陽や大気中、加速器で生成されたニュートリノを使っしています。その反応によって大量の電子ニュートリノが生まれ、地球に降り注いでいます。スーパーカミオカンデ◆陽子崩壊の探索による大統一理論の検証

は事象の方向を測定できるので、太陽方向からのニュート◆超新星爆発などから飛来するニュートリノを使って天体

リノ事象を同定できます（図３）。スーパーカミオカンデがや宇宙を探る研究観測した強度は予測値の 47％しかありませんでした。平成
13 年にカナダの SNO 実験が、電子ニュートリノの強度を実験装置

測り、その結果とスーパーカミオカンデの結果を比較する
ことによって、電子ニュートリノがミューニュートリノおスーパーカミオカンデは岐阜県飛騨市神岡町の神岡鉱山

よびタウニュートリノに振動していることが分かりました。

の地下 1000 メートルにある、純水 5 万トンを満たした円

太陽ニュートリノは太陽内部の高密度物質、地球の物質を筒形のタンクです（図１）。荷電粒子が水中を超光速で走る

通過してスーパーカミオカンデに届くため、ニュートリノ

ときに発せられる、チェレンコフ光という青白い微かな光振動に対する物質の効果を探ることができます。最近ではを捕えるため、タンク内面には直径 50 cm の光電子増倍管

この物質効果によって夜間の方が昼間よりもニュートリノ

（センサーの一種）が約 1 万 1000 本取り付けられています。

事象数が多くなるという兆候を掴みました。現在は太陽内

平成 8 年 4 月 1 日に実験を開始し、現在まで 20 年以上続部の物質効果を調べるために精密観測をおこなっています。

１ 研究内容について 宇宙ニュートリノ研究部門てニュートリノの性質を探る素粒子の研究

太陽中心部では、核融合反応によってエネルギーが発生けています。

大気ニュートリノ観測によるニュートリノ質量の発見

陽子崩壊探索実験

物質を構成する陽子は、陽子の仲間（バリオン）の中で最も軽いので、未来永劫壊れることなく安定していると考えられてきました。しかし、素粒子の大統一理論は、陽子宇宙から飛んでくる宇宙線は大気と反応してニュート

が他の種類（中間子や電子の仲間）のより軽い粒子へ壊れリノを作ります。この大気ニュートリノは、ミューニュー

ることを予言しています。予言される陽子の寿命は宇宙のトリノと電子ニュートリノで構成されています。この中の年齢よりもはるかに長いのですが、たくさんの陽子を集めミューニュートリノが、地球サイズの距離を飛ぶ間にタウてその中のいくつかが壊れれば、長い時間を待たなくても

ニュートリノに変わってしまうことを、平成 10 年に発見

陽子の寿命を見積もることができます。スーパーカミオカ

しました。図２を見ると、上向きのミューニュートリノのンデの中には 5 万トンの純水が蓄えられていますが、この数が減ったように見えますが、これはタウニュートリノに

有効体積中には 7 × 1033 個の陽子が含まれています。20

変わってしまったためにそのように見えています。このよ

年以上も観測を継続していますが、陽子が壊れた証拠はまうにニュートリノがその種類を変えてしまう現象を「ニューだ得られていません。陽子が壊れなかったという観測結果

トリノ振動」と呼びます。ニュートリノ振動はニュートリ

から、陽子の寿命は少なくとも 1034 年以上と推定されていノが質量を持っている場合にのみ起こる現象であり、ニューます。もし陽子崩壊が観測されれば、素粒子の大統一理論

トリノ振動の発見によってニュートリノが質量を持つこと

研究への突破口になります。最も有力な壊れ方の候補は、が示されました。この成果によって、梶田隆章氏は平成 27

陽子がπ 0 中間子と陽電子（電子の反粒子）に壊れるモー

年のノーベル物理学賞を受賞しました。最近では振動したドです。スーパーカミオカンデでは 3 つの電子型のリング

後のタウニュートリノの観測にも成功しています。引き続が観測されるはずです（図４）。

き、大気ニュートリノの精密観測によって、未知のニュー
トリノの性質を探っています。

将来計画
スーパーカミオカンデにガドリニウムを溶解させ中性子の同時計測ができるようにするアップグレード計画が進行しています。アップグレードが完了すると、反ニュートリノに対して飛躍的に感度が向上し、宇宙の初めから起きてきた超新星爆発からのニュートリノ（超新星背景ニュートリノ）を捉えることができるようになります。また、これにより反ニュートリノを区別できるようになると大気
ニュートリノ観測や、T2K 実験、陽子崩壊探索実験の感度向上につながると期待されています。

Super-Kamiokande Group | 13

Neutrino and Astroparticle Research Division

研究内容

図 2 大気ニュートリノの天頂角分布。上向きニュートリノの振動の証拠
Zenith-angle distribution of atmospheric neutrinos, showing evidence of oscillation for upward-going neutrinos

図 3 ニュートリノで見た太陽の軌跡
Track of the Sun seen by neutrinos

図 4 陽子が陽電子とπ 0 中間子に崩壊する様子
A proton decays to a positron and a neutron pion

14 | Super-Kamiokande GroupS u p er- K a m i o k a n d e

All materials in the universe are made of atoms, which
consist of nucleus and electrons. Furthermore, nucleus
is a composite of protons and neutrons. It has beenthought that proton is stable, however Grand Unified
Theory, which unifies strong, weak, and electromagnetic
interactions, predicts proton will decay into lighter
particles like mesons and leptons. SK uses 50,000
tons of pure water and its fiducial volume contains
7x1033 protons. (We are measuring proton lifetime withhuge number of protons!) SK is running more than 20
years, however, any evidence of proton decay has notbeen observed yet. From this result, proton lifetime
is estimated to be more than 1034 years. SK will keep
running towards a new horizon of the world of particle
physics.
The neutrinos emitted from all of the supernovae since
the onset of stellar formation have suffused the universe.
This thusfar unobserved flux is referred as the “relic”
supernova neutrinos. The flux of the supernova relicneutrinos is expected to be several tens per squarecentimeter per second. In order to separate these signals
from the much more common solar and atmospheric
neutrinos and other backgrounds, SK needs a new
detection method. The SK Collaboration approved the
SK-Gd project. It is the upgrade of the SK detector via
the addition of water-soluble gadolinium (Gd) salt. This
modification will enable it to identify low energy antineutrinos for the world's first observation of the relicsupernova neutrinos via inverse beta decay.

Super-Kamiokande Group | 15

Neutrino and Astroparticle Research Division

SK is a 50,000-ton cylindrical water Cherenkov detector
40m in height and 40m in diameter. It is equipped withover 11,000 50-cm photomultiplier tubes (PMTs) inorder to observe various elementary particle interactionsin the detector. Detector operations began in 1996. SK
observes neutrinos produced both in the Sun (solar
neutrinos) and by the interactions of cosmic rays in
the atmosphere (atmospheric neutrinos). In 1998,
SK observed a clear anisotropy in the zenith angle
distribution of its atmospheric neutrino data, thereby
establishing the existence of neutrino masses andmixing, a phenomenon known as “neutrino oscillations.”
For this result, the Nobel Prize in physics was awarded
to Prof. Takaaki Kajita in 2015. Furthermore, accurate
measurements of the solar neutrino flux using neutrinoelectron scattering data in SK, in conjunction withresults from the SNO experiment in Canada, led to thediscovery of oscillations among neutrinos produced in
the center of the Sun.

１ 研究内容について 宇宙ニュートリノ研究部門

T

he purpose of Super-Kamiokande (SK) isto study elementary particle physics andastrophysics through neutrino detection andnucleon decay searches.

T2K

T2K
研究内容

◆ミューオンニュートリノビームからの電子ニュートリノ

ニュートリノと反ニュートリノの性質の違いを探索の出現現象の精密測定を通して、θ 13 の値の測定やニュートリノと反ニュートリノの性質の違い (CP 対称性の破れ )を探索する。
◆ミューオンニュートリノ消失の観測により、混合角θ 23232

及び質量差Δ m を精密に測定する。

実験装置

J-PARC の陽子加速器システムと T2K 実験のニュート

リノビームラインの建設は 2009 年春に完了し、2010 年
1 月より本格運用が開始されました。2010 年 2 月 24 日にはスーパーカミオカンデにおいて加速器（J-PARC）からのニュートリノ反応事象を初めて観測しました。さらに
東日本大震災で 2011 年 3 月 11 日に加速器が停止する直前までに取得したデータを解析して、ミューニュートリノ
が電子ニュートリノに変化した兆候である電子ニュートリ

T2K 実験では、東海村の J-PARC に設置されている大ノ候補事象６個（図１）を世界で初めてとらえたことを発強度陽子加速器により生成する高輝度ニュートリノビーム

表しました。東日本大震災からの加速器施設の復旧を終え、を用います。また振動後のニュートリノを観測するために、

2012 年に実験を再開し、2013 年には電子ニュートリノ事

ニュートリノ源から 295km 離れた岐阜県飛騨市にある象を 28 個に増やし、電子ニュートリノ出現の現象をより

スーパーカミオカンデを用いています。T2K 実験用ニュー

確実なものとしました。

トリノビームラインのデザインには、オフアクシス ( 非軸 )ビ ー ム と い う ア イ デ ア（Long Baseline Neutrino Oscillation

また、2014 年からは反ミューニュートリノビームを用いた実験も開始し、反ミューニュートリノの消失を確認、た。ビームの方向をスーパーカミオカンデからわざとずら

さらに反電子ニュートリノの候補事象も確認しています。

すことにより、エネルギーの広がりの小さいニュートリノ

2018 年春までに観測された電子ニュートリノ候補事象はビームを効率的に生成することが可能となります。T2K 実

90、反電子ニュートリノ候補事象は 15 となりました。こ験開始時はスーパーカミオカンデにおいてニュートリノ振

れら電子ニュートリノおよび反電子ニュートリノ出現の動の効果が最大となるよう、ビームの方向がスーパーカミ

データを用いて解析を行った結果、CP 保存が破れている可オカンデから 2.5 度ずれた方向となるように機器が設置さ能性が明らかになりました。但し、統計的にふらつきがあれました。このとき、スーパーカミオカンデにおけるニュー

るため、もし CP が保存されていても、100 回に 5 回はこトリノエネルギーの中心値はおよそ 650MeV となります。

のような観測結果となることがあり得ます。この実績をも生成するニュートリノはほぼミューオンニュートリノであとに今後も実験を継続、ニュートリノ振動の全容解明を世り、電子ニュートリノの混入はエネルギーピーク近傍で界に先駆けて行ってゆくことを目指します。

0.4% 程度しかないと見積もられています。この T2K ニュー
トリノビームラインが生成するビームは、K2K 実験と比較して 2 桁近い大強度を達成することを予定しています。スー
パーカミオカンデにおいては、2008 年にデータ収集電子回路装置を更新し、安定した高精度観測ができるように準備を行いました。また加速器ニュートリノビームの時間情報をリアルタイムに転送し、スーパーカミオカンデの T2K
ニュートリノ事象選択を行うシステムを作りました。

295km

T2K Group | 17

Neutrino and Astroparticle Research Division

Experiment, BNL E889proposal, (1995)）が取り入れられまし１ 研究内容について 宇宙ニュートリノ研究部門

研究の目的

図 1 スーパーカミオカンデで観測された、電子ニュートリノ反応候補事象の一つ。円筒形をしたスーパーカミオカンデの展開図で、内壁に配置された光電子増倍管の内、光を捉えたものにとらえた光の強度に応じて色をつけて表示している。水と電子型ニュートリノ反応によって発生した電子が引き起こす電子・陽電子シャワーが発したチェレンコフ光がリング状に捉えられている。
An electron neutrino event candidate observed at Super-Kamiokande. A diffusing ring produced by electron-positron shower is observed

図 2 J-PARC 原子核素粒子実験施設

18 | T2K Group

J-PARC nuclear and particle physics facility © JAEA

T2K

νe

ντ

The construction of the J-PARC accelerator complex
for the T2K experiment was completed and physics run
were started in January 2010. On February 24th 2010,
we succeeded in observing the first J-PARC neutrino
interaction event at Super-Kamiokande. Of the 88 neutrino
events accumulated until just before the big earthquake on
March 11th 2011, 6 electron neutrino candidates has beenfound (Figure 1). The indication of this electron neutrino
appearance was published in June 2011. We resumed
neutrino beam data taking in January 2012 and establishedthe electron neutrino appearance phenomena by observed
28 candidate events in the updated analysis by using datataken by 2013. From 2014, we have started data taking
with muon anti-neutrino beam. We have confirmed thedisappearance of muon anti-neutrino and found candidatesof anti electron neutrino appearance. We have accumulated
90 electron neutrino appearance candidates and 15 anti
electron neutrino candidates by spring 2018. The latest
results of electron and anti electron neutrinos seem to favor
the CP violation and the probability that this observation
is a result of random statistical fluctuation which would
mimic a neutrino-anti-neutrino asymmetry when none
exists is about 5 in 100. T2K continue to take further dataand play the leading role in the study of full picture ofneutrino oscillations.
T2K Group | 19

Neutrino and Astroparticle Research Division

νμThe intense neutrino beam is produced by using ahigh intensity proton synchrotron accelerator complex(J-PARC) constructed at JAEA site in Tokai village. Asa far detector to study neutrino oscillation phenomena,
the T2K experiment utilizes the Super-Kamiokande (SK)detector, which is located at 295 km away from the beam
production target. In designing the neutrino beam line for
T2K, the idea of off-axis beam (Long Baseline Neutrino
Oscillation Experiment BNL E889 proposal, (1995))
is conducted. With this method, we can produce subGeV energy neutrino beam with narrow energy spread
efficiently from a 30 GeV proton beam. In the T2K
experiment, the peak position of the neutrino beam energy
is adjusted to ~650 MeV by setting the off-axis angle to2.5˚ to maximize the neutrino oscillation effects at the SK
detector. The generated neutrino beam is primarily muon
neutrino with a small contamination of electron neutrino,
which is estimated to be 0.4% at the flux peak. The T2K
neutrino beam is expected to become almost two ordersof magnitude more intense compared to the K2K neutrino
beam. In Super-Kamiokande, the front-end electronics
were replaced in 2008 and we have achieved very stabledata taking. The beam timing transfer system and SuperKamiokande event selection by using the beam timing
have been established.

１ 研究内容について 宇宙ニュートリノ研究部門

T

he one of main goals of the T2K is precise
measurement of electron neutrino appearance
phenomena in muon neutrino beam in order tomeasure θ13 value and search for leptonic CP violation.
Another important purpose of this experiment is precise
measurement of θ 23 and Δm 232 parameters via muon
neutrino disappearance.

Hyper-Kamiokandeハイパーカミオ カ ン デ
研究の目的

ハイパーカミオカンデを所の次期主要プロジェクトとして◆ニュートリノ振動研究

断されています。2020 年に日本での予算措置により正式

適切な計画と認め、速やかに実現を目指すべきであると判にプロジェクトが開始され、2027 年からの観測開始を予測定により、ニュートリノ振動に関わるニュートリノの定しています。

性質の全容解明を行う。特にニュートリノの未知の CP
対称性の破れと質量階層構造を解明する。

◆ニュートリノ天文学

研究内容

超新星爆発や太陽などからの宇宙天体ニュートリノを測本実験構想は、「宇宙初期を司る究極の自然法則はどのよ

定し、重力崩壊星が爆発（超新星爆発）する仕組みや、

うなものか」さらに「人はどこから来てどこに行くのか」

星及びブラックホール誕生の歴史の解明に挑戦する。

といった、人類にとって根源的な問いに挑戦します。具体◆陽子崩壊探索

的には、以下に示すような３つの研究の柱により素粒子物理論から期待される 1035 年まで発見寿命感度を伸ばすこ

理学・原子核物理学・宇宙物理学・天文学を総合的に推進とにより、素粒子の標準模型の検証と同時に、素粒子大します。ハイパーカミオカンデはこれらを全て可能にする統一理論の発見を目指す。

唯一の実験計画であり、現行スーパーカミオカンデとも質の異なる豊富な研究課題と高い発見能力を持っています。

計画概要

ニュートリノ振動研究

ハイパーカミオカンデでは、J-PARC 加速器ニュートリ

レンコフ装置実験「スーパーカミオカンデ」は、ノーベル

ノと宇宙ニュートリノの精密測定により、ニュートリノ振物理学賞につながる素粒子ニュートリノの質量の発見を成動に関わるニュートリノの性質の全容解明を行います。ビッ

し遂げ、基礎科学としての素粒子物理学及び宇宙素粒子物

グバン理論の期待に反して「宇宙がなぜ物質で満たされて理学を牽引してきました。一方で、ニュートリノが他の素

いて反物質がないのか」、という根源的な問題がニュートリ粒子に比べて 100 万倍以上軽い理由や、宇宙が現在の姿にノによって解ける可能性が指摘されており、その理解の鍵なった原因がニュートリノの性質にある可能性など、深淵となる CP 対称性の破れの測定が研究目的の一つとなりまな謎が新たに生まれています。ニュートリノ研究は次世代す（図３）。さらに、ニュートリノの質量階層構造などの質の素粒子・宇宙物理学への突破口として世界的に大きな関

量・混合パラメータの決定を通して、ニュートリノの性質

心を集めており、次期基幹実験「ハイパーカミオカンデ」の背後にある未知の法則の理解につなげます。

の早期実現が世界中の研究者により求められています。
ハイパーカミオカンデ計画は世界 18 か国の研究者が参加している国際共同実験であり、東京大学と高エネルギー

ニュートリノ天文学

超新星爆発は、地球や人間のいわば原材料になる重い元加速器研究機構を中核機関とし、日本が誇る高い実験技術

素を宇宙にばらまく役割があるとされている一方で、星のを用いることによりスーパーカミオカンデの 10 倍規模と自己重力に反して爆発が成功する仕組みはいまだに理解さなる超大型検出器（図１）を設置し、1.3MW に増強した

れていません。ハイパーカミオカンデでは、超新星爆発のJ-PARC 加速器ニュートリノビームを組み合わせます。岐内部から飛来する大量のニュートリノを観測することによ阜県飛騨市神岡町のスーパーカミオカンデから南に約 8 km

り時々刻々の天体内部の様子を調べ、爆発の仕組みを解明（J-PARC から 295 km）、地下 650 m の位置を建設候補することが期待されています。さらに宇宙初期の超新星爆地とし、直径 68 m ×高さ 71 m の水槽を設置します。装発からのニュートリノを測定し、星やブラックホール誕生

置内に蓄えられる超純水の総質量は 26 万トン、うち観測の歴史の解明に挑戦します。KAGRA などによる重力波観に用いる有効質量が 19 万トンとなります。水槽内壁には測との連携も視野に入れています。

従来の 2 倍の感度を持つ高性能光センサー（図２）を備え、ニュートリノ反応から生じる微弱な光を高い精度で計測します。

陽子崩壊探索ハイパーカミオカンデでは、「物質が永遠に不滅かどうか」

本計画は、日本学術会議の提言「第 23 期学術の大型研という宇宙の運命に対する問いにも挑戦します。元素の構究計画に関するマスタープラン（マスタープラン 2017, 平

成要素である陽子が崩壊する、すなわち寿命を持つことを成 29 年 2 月 8 日公開）」において、特に速やかに推進すべ発見できれば、宇宙の物質は永遠ではないということを証き計画「重点大型研究計画」の 1 つとされています。さらに、明するのと同時に、素粒子と力の大統一理論の確認となり、文部科学省による大型プロジェクトの推進に関する基本構

素粒子物理学のパラダイムシフトとなりえます。図４に示想「ロードマップ 2017」に、優先度の高い計画の一つとすように、ハイパーカミオカンデは発見寿命感度を 1035 年

して掲載されています。一方米国では、LBNF/DUNE 計画まで伸ばすことができ、大統一理論で新たに導入される超と呼ばれるプロジェクトが認められ、ハイパーカミオカン

重ゲージ粒子の質量が、期待されるように 1016 GeV/c2 近

デに先んじて建設が進められています。宇宙線研究所の将くであれば、陽子崩壊が発見される可能性は高いです。

来計画検討委員会による報告（平成 29 年 3 月公開）では、Hyper-Kamiokande Group | 21

Neutrino and Astroparticle Research Division

宇宙線研究所が国際協力により推進してきた大型水チェ

１ 研究内容について 宇宙ニュートリノ研究部門

J-PARC 加速器ニュートリノと宇宙ニュートリノの精密''45

図 1 ハイパーカミオカンデ装置の概念図

Schematic view of the Hyper-Kamiokande

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図 2 現行（黒）と新型（青）光検出器の検出効率の比較
Single-photon detection efficiency for the photo-sensors used in the running Super-Kamiokande (black) and those for the Hyper-Kamiokande (blue)

22 | Hyper-Kamiokande Group

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図 4 核子崩壊の発見寿命感度（図中の赤い星印）と、スーパーカミオ
カンデ実験などによる下限値。バンドは大統一理論の予言範囲。横軸は、各崩壊モードでの核子寿命（核子寿命を分岐比 B で割ったもの）である。
Hyper-Kʼs discovery reaches for nucleon decays (red stars) compared withthe experimental limits obtained by Super-K and other past experiments.
Bands show predictions by various grand unified theories. X-axis shows
nucleon lifetime divided by the branching ratio.

An international Hyper-Kamiokande proto-collaboration
has been formed to carry out the experiment which
consists of about 350 researchers from 18 countries. The
University of Tokyo and the High Energy Accelerator
Research Organization KEK have signed a MoU
affirming cooperative promotion of the Hyper-K project.
The proto-collaboration has succeeded in developing
new 50-cm PMTs with double single-photon-sensitivity
and has re-optimised the detector configuration. The newdetector design successfully reduces the total project cost
while preserving compelling and strong physics cases.
Hyper-K is built as a tank with 187 kiloton fiducial
volume with about 40,000 50-cm PMTs giving 40%
photo cathode coverage.
The Hyper-K and J-PARC neutrino beam measurementof neutrino oscillation is more likely to provide a
5-sigma discovery of CP violation than any other existing
experiment. Hyper-K will also be the world leader for
nucleon decays. The sensitivity to the partial lifetimeof protons for the decay modes of p→e+π0 is expected
to exceed 1035 years. This is the only known, realistic
detector option capable of reaching such a sensitivity
for the p→e + π 0 mode. Finally, the astrophysicalneutrino program involves precision measurement ofsolar neutrinos and their matter effects, high-statistical
Supernova burst and Supernova relic neutrinos.

Hyper-Kamiokande Group | 23

Neutrino and Astroparticle Research Division

図 3 CP の破れの発見能力（有意度）をハイパーカミオカンデ（HK）と米国計画（DUNE）、現行実験（T2K、NOvA）で比較したもの。横軸は年。
Expected significance of CP violation observation for Hyper-Kamiokande(HK), US-based project (DUNE), running experiments (T2K, NOvA).
X-axis is year.

H

yper-Kamiokande or Hyper-K is astraightforward extension of successful
water Cherenkov detector experiment SuperKamiokande. It employs well-proven and highperformance water Cherenkov detector technology
with established capabilities of neutrino oscillation
studies by accelerator neutrinos, proton decay searches,and precision measurements of solar and Supernova
neutrinos. Hyper-Kamiokande will provide major new
capabilities to make new discoveries in particle andastroparticle physics thanks to an order of magnitude
increase in detector mass and improvements in photondetection system along with the envisioned J-PARC
Megawatt-class neutrino beam.

１ 研究内容について 宇宙ニュートリノ研究部門&39VLJQLILFDQFHIRUѝ QRUPDOKLHUDUFK\XMASS

図 1 光電子増倍管が並ぶ検出器の内部 ( 写真上 )Fig. 1 Inside of the XMASS DetectorXM A S S
研究内容

◆ダークマターを直接検出する◆低エネルギー太陽ニュートリノを検出する◆ニュートリノの出ない二重ベータ崩壊を検出する

暗黒物質起因の季節変動を捉える

2016, 2018 年に発表された季節変動による暗黒物質探索に続き、これまで考慮されていなかった効果を取り入れ、さらなる探索を行いました。

背景

解析に用いたデータは前回を含む XMASS-I によって取得された 3.5 年間に及ぶデータです。これまで考慮されて近年における宇宙の観測は目覚ましい成果を上げており、いなかった効果とは暗黒物質がキセノン原子核と非弾性衝

宇宙のエネルギー・物質のうちわけを見ると、陽子や中性突した際の bremsstrahung 放射（弱いエネルギーのガン子など「目に見える」物質は全体の約 5 パーセントしかな

マ線）です。世界で初めてこの手法が用いて探索が行われ、いこと、そしてその５～６倍の未知の物質（ダークマター）

0.32-1 GeV/c2 という今までの手法では到達できなかったがあることが分かってきました。初期宇宙にはこのダーク

小さな暗黒物質の質量領域まで探索を行うことができまし

マター密度の僅かな揺らぎが種となり、密度の高いところた。暗黒物質の質量 0.5 GeV/c2 において断面積にして 1.6

は重力によってさらにダークマターを引き寄せていき、し× 10 − 33 cm2 の上限値を与え、図 3 にその結果を示します。

だいに目に見える物質であるチリやガスも引き寄せ、やがて星や銀河が形成され、現在の宇宙の持つ大規模構造が作粒子識別を用いた暗黒物質と 129Xe の非弾性散乱の探索
暗黒物質は原子核を弾性散乱するのみならず、原子核の宙の成り立ちに直接的に関わっているのです。その正体は励起を伴う散乱を起こすことが期待されています。特に原分かっていませんが、観測事実からいくつかのその性質が子核の励起がスピン変化を伴うものであれば、暗黒物質

推測されます。（１）電荷を持たず、（２）宇宙をゆっくりにもスピンがある可能性が示唆されます。キセノンには動き回り、（３）安定であることです。このような物質は、39.58 keV の励起状態を持つ 129Xe が含まれるため、その現在われわれが知っている素粒子では説明ができません。

現象を通じた探索を行う事ができます。本研究の特徴は、散乱直後に発生する脱励起に伴うガンマ線による液体キセ

実験装置
液体キセノン検出器は、（１）ダークマターが衝突した際の発光量が多く、（２）10 トンを超える大型化が可能、（３）ノンの発光時定数が、主たる背景事象のベータ線による発光時定数と異なることを利用して波形事象を低減できたことです。それにより世界最高感度の探索を行うことができました。

キセノンの原子番号が大きいので、外部の放射線を外縁部で吸収できるといった特徴があります。特に発光量が多い

有効体積を用いた WIMP 探索

ことは、ほんの僅かにダークマターが衝突した現象を検出

XMASS グループでは、XMASS-I 検出器によって 2013

することができるため、ダークマター直接探索の検出器と年 11 月 か ら 2016 年 3 月 に か け て 取 得 さ れ た 705.9 日

して高い性能を発揮します。

分のデータを解析し、暗黒物質の有力候補のひとつである

現在、液体キセノン約 1 トンのダークマター探索装置
XMASS-I を運転しています。液体キセノン約 1 トンのダー

Weakly Interacting Massive Particles (WIMPs) の探索を行いました。

クマター探索装置 XMASS-I は、直径 10 m・高さ 10 m のXMASS-I は有効質量 832kg の液体キセノンを用いた大水放射線シールド側面に配置された 20 インチ PMT に囲ま型検出器です。検出器中心付近のデータだけを使うことにれており、その中心部に設置された 832 kg の液体キセノ

よって、外から入ってくるノイズ（WIMPs からの信号以外

ンを約 642 本の光電子増倍管で球状に囲った検出器から構のあらゆる疑似的信号を指す）を約 1/1000 まで減らすこ

成されています ( 図 2)。XMASS グループでは、この実験とができ、WIMPs だけでなく様々な暗黒物質候補粒子や原に最適な「極低放射能」光電子増倍管を浜松ホトニクスと子核の稀崩壊を高感度に探索できる非常にユニークな検出

共同で開発しました。この光電子増倍管は、液体キセノン器です。本研究では、検出器中心部分のデータに残るノイからのシンチレーション光を検出するだけでなく、放射性ズ事象の発生メカニズムとその影響を高精度に評価するこ

不純物を従来のものよりも一桁以上下げました。

とに成功し、WIMPs の信号を高感度に探索することができました。
探索の結果、観測されたデータはノイズ事象で説明することができたため WIMPs の発見にはいたりませんでしたが、一相型の大型キセノン検出器としては世界最高感度での探索を行うことができました ( 図 5)。また、ノイズ事象の発生メカニズムが明らかになったことで今後その対策を行うことが可能となり、WIMPs をはじめ多様な暗黒物質
粒子探索の高感度化への道が開かれました。

XMASS Group | 25

Neutrino and Astroparticle Research Division

られたと考えられています。このようにダークマターは宇１ 研究内容について 宇宙ニュートリノ研究部門

研究の目的

水放射線シールドの概念図（左）と液体キセノン検出器 ( 右 )

10−30
10−31

10−32
10−33

XMASS modulation(Bremsstrahlung)Collar(2018)[/day/kg/keVee]

10−29Fig. 2 The schematic view of the detector and the water tank

± 1 σ expected± 2 σ expected

CRESST Surface(2017)

10−34
10−35

CRESST-II(2016)

10−36
10−37

CDMSLite(2015)

10−38

SuperCDMS(2014)XMASS modulation(nuclear recoil)
XMASS modulation (2018)
DAMA NaI (2017)

10−39
10−40
10−41

DarkSide-50 (2018)

10−42

LUX
(2017)

10−43

XENON1T(2018)

10−44

10−45
2×10−1

3×10−1

2

1

3

4

5

CDMS Si(2013)

PandaX-II(2017)

6 7 8 9 1020
DM mass[GeV]












RUN

7KLVZ

6XSH

G



WIMP
5

60 GeV/c2, 2.2 × 10-44 cm2 (90% CL)

10

15

0.6
0.4
0.2
0
0 2 4 6 8 10 12 14
Energy [keVee]

20

25
30
Energy [keVee]stat. error only
stat. + sys. error

図 4 実際に観測されたデータ（黒点）とノイズ事象の予測分布（青線）。
赤い点線はノイズに埋もれている可能性のある WIMPs 信号の上限値。
Fig. 4 The energy spectrum of data after the selection of events (black)and the best fit of background model (blue) are shown together with a 2.2
× 10−44 cm2 cross section at the 90% CL (red).

 
N6LGH 

/8;

;,, 
3DQGD

U&'0

'(

6

;(12






:,03PDVV>*H9F @

図 5 WIMPs の感度曲線。様々な検出器による結果も書かれている。赤線 (This work) が今回の結果。下に行くほど感度が良いことになる。
Fig. 5. The spin-independent WIMP-nucleon cross section limit as afunction of the WIMP mass at the 90% CL for this work is the solid redline. Limits as well as allowed regions from other experimental results arealso shown.

26 | XMASS GroupData
The best fit BG MC
1 σ error for the best fit

 'DU$3

17 



0.006
0.005
0.004
0.003
0.002
0.001
0
0

'$0$/,%5$ 1D'$0$/,%5$ ,&R*H17 &'066L ;0$66 

PR
6
$6
;0 

:,03QXFOHRQFURVVVHFWLRQ>FP @図 3 赤線は bremsstrahlung 放射の効果を取り入れた 0.32-1 GeV/c2 の質量領域での結果。黒線は弾性散乱の解析手法を用いたもの。緑と黄色の領域はそれぞれ ± 1 σ と± 2 σの感度領域を示している。
Fig. 3 The red line shows the result of bremsstrahlung analysis carriedout by XMASS for 0.32-1 GeV/c2 DM mass and the black line for result of
the nuclear recoil search. Several searched by other experiments are also
shown for comparison. The green and yellow bands are the ± 1 σ and ± 2 σ
expected sensitivity of 90% CL upper limits, respectively.

Efficiency

DM-nucleon SI cross section [cm2]

図２

図 6 非弾性散乱を通じた暗黒物質直接探索で得られた WIMP と中性子の散乱断面積の上限値（90% 信頼度、赤太線）。スピンに依存した散乱現象を通じた探索で得られたこれまでの実験の上限値をあわせて示す。
Fig. 6 90% CL upper-limit for the WIMP-neutron cross section obtainedby inelastic scattering searches. The result of this analysis is shown as asolid bold line. The results of other experimental SD inelastic scattering
searches are shown with solid lines: XMASS (2014), XENON100 (2017).

XMASS(1) A search for dark matter (DM) with mass in the subGeV region (0.32-1 GeV) was conducted by looking for anannual modulation signal in XMASS, a single-phase liquid
xenon detector. Inelastic nuclear scattering accompanied bybremsstrahlung emission was used to search down to an electron
equivalent energy of 1 keV. The data was taken for 3.5 years incalendar time, resulting in a total exposure of 2.38 ton-years. No
significant modulation signal was observed and 90% confidence
level upper limits of 1.6 × 10−33 cm2 at 0.5 GeV was set for theDM-nucleon cross section. This is the first experimental result ofa search for DM mediated by the bremsstrahlung effect. (Fig. 3)(2) WIMP is expected to interact nuclei through elastic scattering
as well as inelastic scattering. If we observe the inelastic
scattering involving a change of spin of the nuclei, it indicatespresence of spin of WIMPs. 129Xe with its first excitation energy
39.58 keV in our target is useful for this search. In this study, we
conducted the most stringent search by utilizing a fact that the
scintillation decay constant of liquid xenon is different between
gamma rays (expected to observe after the inelastic scattering)and beta rays (major source of background) with same energy.
(3) A search for Weakly Interacting Massive Particles (WIMPs)
as a dark matter candidate using an underground single-phaseliquid xenon detector was conducted at the Kamioka Observatory
in Japan. We have used 705.9 live days of data in a fiducial
volume containing 97kg of liquid xenon at the centerof the detector. All the remaining events are consistent withour background evaluation, mostly of the “mis-reconstructed
events” originated from 210Pb in the copper plates lining thedetector’s inner surface (Fig.4). The obtained upper limit on aspin-independent WIMP- nucleon cross section was 2.2 × 10−44
cm2 for a WIMP mass of 60 GeV/c2 at the 90% confidence level,
which was the most stringent limit among results from singlephase liquid xenon detectors. (Fig.5)
XMASS Group | 27

Neutrino and Astroparticle Research Division

The advantages to use liquid xenon (LXe) detector are
followings, 1) high light yield, 2) scalability of the size up to
tons of mass, and 3) large atomic number to shield radiations
from outside of the detector. Figure 2 shows the schematic viewof the detector and its water shield. The LXe target is surroundedby about 642 “ultra-low-radioactivity” PMTs suitable for thisexperiment (Fig. 1). Based on the data from XMASS-I, we
obtained following results:

１ 研究内容について 宇宙ニュートリノ研究部門

T

he aims of the XMASS program are to detect low
energy solar neutrino, dark matter particle, and neutrinoless double beta decay. Current evidence indicatesthat only 5 % of the mass energy density of the Universe iscomposed of baryonic matter and dark matter has made up about
27 %. One of the attractive dark matter candidates is Weaklyinteracting massive particle (WIMP) and it may be detectable via
rare elastic scattering interactions that deposit a few tens of keV
in target nuclei.

©Akira Okumura, Nagoya University

Cherenkov Telescope Arrayチェレンコフ宇宙ガ ン マ 線
研究の目的

研究内容

測し、極限的宇宙の姿を明らかにする

CTA により多くの重要な物理研究を行うことができる。
100 年来の問題である宇宙線の起源は、超新星残骸、他の◆超新星残骸、超巨大ブラックホール周辺、ガンマ線バー

銀河内ガンマ線源、銀河内の拡散ガンマ線の詳細な観測にストでの高エネルギー粒子の加速・生成機構を明らかに

より最終的に解決されるであろう。パルサーやパルサー星する雲を観測し、中性子星近傍、また極限的な磁場中での物理◆星・銀河の形成史を明らかにする◆暗黒物質の対消滅からのガンマ線を観測する◆量子重力理論を検証するが明らかになる。活動銀河核の観測により、超大質量ブラックホール、またその周囲の降着円盤、超相対論的なジェットの物理、さらには活動銀河の宇宙論的スケールでの進化が研究される。また、宇宙最大のエネルギー放出現象であ

実験装置

るガンマ線バーストのその本質に迫ることができる。さらには、活動銀河核、ガンマ線バーストの詳細な研究により1020 eV まで延びる最高エネルギー宇宙線の起源に迫る。

大きく進展し宇宙物理学のあらたな一重要分野を形成してまた、これらの宇宙論的な距離から伝播するガンマ線を使いる。この研究をさらに飛躍的に発展すべく、日米欧の国

い、宇宙の歴史における星形成史や宇宙初期に最初にでき際共同により、従来の装置の 10 倍の感度と広い光子エネた星について探り、さらには量子重力理論の検証を行う。

ルギー領域を観測できる究極の超高エネルギーガンマ線観

宇宙を満たす素粒子と考えられる暗黒物質の対消滅からの測施設チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）の建設への準備

ガンマ線を今までに無い精度で探査する。

をすすめている。現在、100 GeV から 10 TeV にわたる
超高エネルギーガンマ線による天体観測は、解像型空気チェ
レンコフ望遠鏡 (IACT) によって行われている。地上ガンCTA 大口径望遠鏡の建設

日本グループは、アレイの中心に配置される大口径望遠

マ線望遠鏡 H.E.S.S.、MAGIC、VERITAS により銀河系内、鏡４基の建設を進めている。2018 年 10 月には１号基がカ銀河系外に、多種多様な超高エネルギーガンマ線源が 200

ナリア諸島ラパルマに完成し、12 月にファーストライトを以上も発見されている。

迎えた。2020 年代初頭には全４基での観測をスタートさせる予定だ。大口径望遠鏡は 20 GeV から 1000 GeV のCTA は大口径 (23 m)、中口径（12 m）、小口径 (4 m)

低エネルギー領域をカバーする。鏡の総面積は、十分なチェのチェレンコフ望遠鏡群で構成される。感度を一桁向上す

レンコフ光量を得るために、400 m2 が必要である。また、る (1 mCrab ～ 10

erg/s cm を達成 ) とともに、観測

それぞれの光学エレメントに、高反射率、高集光効率、高可能なエネルギー領域を 20 GeV-100 TeV と拡大し、高量子効率が要求される。日本グループは大口径望遠鏡に搭

エネルギーガンマ線天文学を飛躍的に発展させるものであ載する光センサー（光電子増倍管）、超高速読み出し回路、る。この計画が実現すれば、1000 を超える超高エネルギー

分割鏡、光学補償装置の量産を進めている。

-14

2

ガンマ線天体の発見が期待される。
大口径望遠鏡は、ガンマ線バースト等の種々のトランジェ
ントな現象を捉えるために、高速回転により瞬時に源を視
野内に捕らえることが求められる。マックスプランク物理学研究所（ミュンヘン）のグループが、MAGIC 望遠鏡の経験をもとに 23 ｍ口径の大口径望遠鏡の詳細デザインを行い、1 号基に反映させた。カーボンファイバーチューブ
によるスペースフレーム構造で、軽量でかつ丈夫。ガンマ線バーストの follow up 観測を可能にするため、総重量をおよそ 100 トンと軽量化し、わずか 20 秒で 180 度回転し、目標の天体を捉えることが可能となっている。

図 1 現 在 稼 働 中 の 超 高 エ ネ ル ギ ー ガ ン マ 線 望 遠 鏡。 写 真 上 か ら
MAGIC, VERITAS, H.E.S.S.
The current generation VHE gamma ray observatories, the MAGIC,VERITAS, and H.E.S.S. telescopes

Cherenkov Cosmic Gamma Ray Group | 29

High Energy Cosmic Ray Research Division

超高エネルギー宇宙ガンマ線による宇宙の研究は、近年

１ 研究内容について 高エネルギー宇宙線研究部門◆最高エネルギー光子といえる TeV 領域宇宙ガンマ線を観図 2 超高エネルギーガンマ線源 (>100GeV) を銀河座標系に示したもの。
200 以上の銀河内、銀河系外のガンマ線源が発見されている。
Very High Energy Gamma Ray Sky (>100GeV). More than 200 Galactic andextragalactic sources have been discovered.

図 3 大口径望遠鏡（23m 口径）。日本グループは高分解能イメージング
カメラ、超高速読み出し回路、高精度分割鏡のデザイン、光学補償装置の量産をすすめている。
Large Size Telescope (23m diameter) designed by Max Planck Institutefor Physics. CTA Japan is contributing to the design and production of
the imaging camera at the focal plane, ultrafast readout electronics, highprecision segmented mirrors and active mirror control system for Large Size
Telescopes.

図 4 日本グループが設計と製作を担当したクラスターモジュール。７本の高量子効率光電子増倍管、高圧回路、プリアンプ、スロー制御回路、
超高速 DRS4 波形読み出し回路、トリガーからなる。256 個を集めて大口径望遠鏡のカメラになる。
Camera cluster for the Large Size Telescope (LST) developed by CTA-Japan.
This cluster consists of seven high quantum efficiency photomultipliers(R11920-100), CW High Voltages, pre-amplifier, Slow Control Board, DRS4
Ultra fast waveform recording system and Trigger. The LST camera can beassembled with 265 of these clusters, cooling plates and camera housing.

図 5 日本グループ、三光精衡所により試作された大口径望遠鏡用の高精度分割鏡。ミラーは 60mm 厚のアルミハニカムを 3mm のガラスではさんだサンドイッチ構造である。鏡表面は SiO2, HfO2 の多層保護膜により長寿命、高反射率を実現する。
Prototype of the high precision segmented mirror for the LST developedby CTA-Japan in cooperation with Sanko Co.LTD. The mirror is made of a
60mm thick aluminum honeycomb sandwiched by 3mm thin glass on bothsides. A surface protection coat consisting of the materials SiO2 and HfO2
will be applied to enhance the reflectivity and to elongate the lifetime.

北半球サイトスペイン・カナリー諸島ラパルマ

南半球サイトチリ・パラナル

400

m

800

〈Left〉
Site in Northern Hemisphere
La Palma in Canary Islands, Spain

0m〈Right〉
Site in Southern Hemisphere
Paranal, Chile

40

0m

m

大口径望遠鏡 (23m) ４基
中口径望遠鏡 (12m) 15 基

図 6 各サイトにおける望遠鏡の配置図
Telescope arrangement of each site

30 | Cherenkov Cosmic Gamma Ray Group

120

大口径望遠鏡 (23m) ４基
中口径望遠鏡 (12m) 25 基
小口径望遠鏡（4m） 70 基

LST (Large Size Telescope)
MST (Mid Size Telescope)
SST (Small Size Telescope)

Cherenkov Cosmic Gamma Ray

CTA is designed to achieve superior sensitivity andperformance, utilizing established technologies andexperience gained from the current IACTs. The projectis presently in its preparatory phase, with international
efforts from Japan, US and the EU. It will consist of
several 10s of IACTs of three different sizes (Large
Size Telescopes, Mid Size Telescopes, and Small Size
Telescopes). With a factor of 10 increase in sensitivity(1m Crab ~ 10-14 erg/s cm2), together with much broader
energy coverage from 20 GeV up to 100 TeV, CTA
will bring forth further dramatic advances for VHE
gamma ray astronomy. The discovery of more than 1000
Galactic and extragalactic sources is anticipated withCTA.

The CTA-Japan consortium is making a significant
contribution to the construction of the Large Size
Telescopes (LSTs). In October 2018, construction of thefirst LST completed at La Palma in Canaries and madethe first light in December. Operation with the four LST
array will be realized in the first half of 2020s. The LST
covers the low energy domain from 20 GeV to 1000
GeV and is especially important for studies of highredshift AGNs and GRBs. The diameter and area of themirror is respectively 23 m and 400 m2 to achieve thelowest possible energy threshold of 20 GeV. All opticalelements / detectors require high specifications, forexample, high reflectivity, high collection efficiency, highquantum efficiency and ultra fast digitization of signal
and etc. For the first telescope construction, CTA-Japanis producing high quantum efficiency photomultipliers,
ultrafast readout electronics, high precision segmented
mirrors and active mirror control system.
On the strength of their experience gained fromconstruction of the MAGIC telescope, the Max-PlanckInstitute for Physics in Munich is responsible for theconstruction of the 23 m diameter telescope structure,
based on a carbon fiber tube space frame. The LSTs
require very fast rotation (180 degrees/20 seconds) for
promptly observing GRBs.

CTA will allow us to explore numerous, diverse topics
in physics and astrophysics. The century-old question of
the origin of cosmic rays is expected to be finally settled
through detailed observations of supernova remnants
and other Galactic objects along with the diffuse
Galactic gamma ray emission, which will also shed lighton the physics of the interstellar medium. Observing
pulsars and associated pulsar wind nebulae will clarify
physical processes in the vicinity of neutron stars andextreme magnetic fields. The physics of accretion onto
supermassive black holes, the long-stand puzzle of theorigin of ultrarelativistic jets emanating from them, as
well as their cosmological evolution will be addressedby extensive studies of active galactic nuclei (AGN).
Cherenkov Cosmic Gamma Ray Group | 31

High Energy Cosmic Ray Research Division

VHE gamma rays from 100 GeV to 10 TeV can beobserved with ground-based IACTs. The history of
VHE gamma ray astronomy begun with the discovery of
VHE gamma rays from the Crab Nebula by the Whipple
Observatory in 1989. The current generation IACTs
featuring new technologies, such as H.E.S.S., MAGIC,
and VERITAS, have discovered more than 200 Galacticand extragalactic sources of various types to date.

Through dedicated observing strategies, CTA will also
elucidate many aspects of the mysterious nature of
gamma ray bursts (GRBs), the most energetic explosions
in the Universe. Detailed studies of both AGNs and
GRBs can also reveal the origin of the highest energy
cosmic rays in the Universe, probe the cosmic historyof star formation including the very first stars, as wellas provide high precision tests of theories of quantum
gravity. Finally, CTA will search for signatures fromelementary particles constituting dark matter with thehighest sensitivity yet. Realization of the rich scientificpotential of CTA is very much feasible, thanks to thepositive experience gained from the current IACTs.

１ 研究内容について 高エネルギー宇宙線研究部門

During the past few years, Very High Energy(VHE) gamma ray astronomy has made
spectacular progress and has established itself
as a vital branch of astrophysics. To advance this fieldeven further, we propose the Cherenkov Telescope Array(CTA), the next generation VHE gamma ray observatory,
in the framework of a worldwide, international
collaboration. CTA is the ultimate VHE gamma ray
observatory, whose sensitivity and broad energy
coverage will attain an order of magnitude improvement
above those of current Imaging Atmospheric Cherenkov
Telescopes (IACTs). By observing the highest energy
photons known, CTA will clarify many aspects of theextreme Universe, including the origin of the highest
energy cosmic rays in our Galaxy and beyond, thephysics of energetic particle generation in neutron stars
and black holes, as well as the star formation history of
the Universe. CTA will also address critical issues infundamental physics, such as the identity of dark matterparticles and the nature of quantum gravity.

Telescope Arrayテレスコープ ア レ イ
研究内容◆最高エネルギー宇宙線の発生源を探る◆最高エネルギー宇宙線はどんな粒子なのかを探る◆宇宙線のエネルギーの限界を探り、その到来頻度を超高エネルギー宇宙線のエネルギースペクトルと組成

精度よく測定する

平 成 29 年 5 月 ま で の 9 年 間 に、 地 表 ア レ イ で は 約3700 例の 1019 電子ボルト（1000 京電子ボルト）以上の宇宙線を観測しました。TALE 望遠鏡によって取得された
1015.6 電子ボルト（4000 億電子ボルト）以上の宇宙線のエ

実験装置

ネルギースペクトルを測定しました（図３）。1019.8 電子ボ
ルトと 1018.72 電子ボルトに折れ曲がりが見られ、宇宙背景

テレスコープアレイ（TA）は約 700 平方キロメートル

放射光子との衝突反応から期待される折れ曲がりと矛盾がの地表をカバーする地表粒子検出器アレイと、3 カ所の大ありません。さらに、銀河宇宙線から銀河系外宇宙線の遷

気蛍光望遠鏡ステーションで構成されます（図２）。米国ユ移を示唆する折れ曲がりが、1016.2 電子ボルトと 1017.0 電

タ州の砂漠地帯（北緯 39 度、西経 113 度、標高約 1400 メー

子ボルトに見られました。

トル）で、日米韓露、ベルギーとチェコの 6 カ国の研究者
約 130 人が共同で観測を行っています。

また、望遠鏡と地表アレイを使ったハイブリッド観測で、
空気シャワーの最大発達深さ Xmax のエネルギー依存性を測定しました（図４）。1018.2 電子ボルト ( 約 160 京電子ボ

3 平方メートルの大きさのシンチレーター（宇宙線が通過すると発光する物質を用いて作られた検出器）地表検出

ルト ) 以上の宇宙線の粒子種は軽い組成と矛盾がありません。

観測データは長距離無線 LAN ネットワークを使って取得し最高エネルギー宇宙線の到来方向の異方性ています。超高エネルギー宇宙線が大気に入射すると多数

平成 29 年 5 月までの 9 年間に地表検出器で観測した 5.7の二次粒子を生成して地表に達します（これを空気シャワー× 1019 電子ボルト以上の最高エネルギー宇宙線 143 事象といいます）。空気シャワー粒子の到来時刻は、全地球測位の到来方向の有意度マップを赤道座標で図５に表示しましシステム（GPS）で測定し、装置の運転に必要な電力は太た。最高エネルギー宇宙線が過剰に到来する天球上の領域

陽電池で供給します。自然環境に負荷を掛けない自立型検（ホットスポット）の兆候を得ました。また、天球上でそれ出器です（図 1 ㊤）。

らの到来方向が、近傍銀河団が集中する超銀河面に近い領域と相関するヒントも得られました。

地表検出器アレイの外縁には、大口径の広視野望遠鏡を３カ所に設置し、空気シャワー中の粒子が引き起こすわず
かなシンチレーション光を撮像しています（図 1 ㊦）。地

拡張および検出器の開発・試験

表での空気シャワーの横広がりの測定に、望遠鏡による大地 表 検 出 器 を 最 終 的 に 500 台 追 加 し て、 約 2.1 キ ロ

気中での空気シャワーの縦方向の発達の観測が加わるので、メートル間隔で設置し、TA の地表検出器を展開する領域

測定の精度や信頼度が格段に高まります。さらに、空気シャを 4 倍（約 3000 平方キロメートル）に拡張する予定です

ワーを発生した元の宇宙線の粒子種（陽子や原子核、ガン（TAx4）。これによりデータの取得を加速して、
ホットスポッ

マ線やニュートリノなど）の区別も可能となります。

トの兆候を高統計で確実に確認し、詳細に最高エネルギー
宇宙線の起源を探り、近傍の超銀河宇宙との関わりを研究

また TA の北側のサイトに望遠鏡を追加し、1015.6 電子
18する予定です。この建設は平成 27 年度から始まり、平成

ボルト 〜10 電子ボルトの低エネルギーへの性能拡張（TA31 年 2 月と 3 月に 257 台の設置を行い、宇宙線データを

Low Energy extension: TALE）によって銀河宇宙線から収集しています。さらに 2 か所に大気蛍光望遠鏡を建設し、銀河系外宇宙線に移り変わる物理現象を突きとめる研究も観測を行っています。

行っています。空気シャワーの方向を精度よく測定して粒子識別能力を高めるために、TALE サイトに地表検出器を80 台設置し、データ収集を行なっています。

また、TA サイトで新しい宇宙線観測装置の R ＆ D を行っています。例えば、最高エネルギー宇宙線の空気シャワー
を国際宇宙ステーションから観測する JEM-EUSO 計画の試作機や新型望遠鏡の試験観測も TA サイトで行っています。

図 1 ㊤ TAx4 の拡張工事で新たに設置された地表粒子検出器のひとつ。㊦ TA 大気蛍光望遠鏡と建物。光電子増倍管によるカメラを用いて空気シャワーからの紫外発光を高速・高感度で撮影する。
(Top) One of the TAx4 ground array detectors newly deployed in the field. Four more are seen behind. (Bottom) TA air fluorescence telescopes.

Telescope Array Group | 33

High Energy Cosmic Ray Research Division

器 507 台を、1.2 キロメートル間隔で格子状に並べました。

１ 研究内容について 高エネルギー宇宙線研究部門

研究の目的

図 3 TA の地表検出器（●）と TALE 望遠鏡（●）で測定した超高エネル
ギー宇宙線のエネルギースペクトル。
Energy spectra of UHECRs measured with the TA surface detector ( ● ) andthe TALE telescope ( ● ).

図 2 TA、TALE、TAx4 の 配置図。
赤丸印が TA 地表検出器アレイ。緑印が TALE 地表検出器アレイ。青丸印が設置した TAx4 地表検出器アレイ（青点印が未設置部分）。黒い×印
が大気蛍光望遠鏡サイト。
Layout of TA, TALE and TAx4
Red circles denote the TA surface detectors. Green circles represent TALE
surface detectors. Blue circles and dots denote deployed and undeployed
TAx4 surface detectors, respectively. Three black cross marks represent thefluorescence telescope sites.

図 4 TA で測定した超高エネルギー宇宙線の平均 Xmax とエネルギーの関
係 ( ● )。赤、紫、橙、青色の丸印がそれぞれ陽子、ヘリウム、窒素、鉄モデルである。
The average Xmax vs. energy of TA cosmic ray events ( ● ). The red, purple,
orange and blue circles denote proton, helium, nitrogen and iron models,
respectively.

図 5 TA で観測した 5.7 × 1019 電子ボルト以上の宇宙線の到来方向を半径 25°の円でオーバーサンプリングした場合の統計的な有意度を示した天球マッ
プ（赤道座標表示）。赤経 144.3°、赤緯 40.3°を中心としたところに赤く有意度の高いホットスポットが見られる。
Hammer projection of the statistical significance of TA cosmic ray events with energies greater than 5.7×1019 eV with 25°-radius circle oversampling in theequatorial coordinates. The maximum excess appears as a hotspot centered at right ascension of 144.3° and declination of 40.3°.

34 | Telescope Array GroupTel es co p e A r r a y

The TA extension (TAx4), which will quadruple the TA
effective area, aims at confirming the above-mentioned
hotspot and studying energy spectrum, compositionand other anisotropies of arrival directions of UHECRs
in the highest-energy region precisely. Its construction
started in 2015. Totally 257 surface detectors were
deployed in February and March of 2019. Two telescope
stations were constructed and they started cosmic-ray
observations.
Telescope Array Group | 35

High Energy Cosmic Ray Research Division

By May 2017, about 3700 cosmic ray events above
1019 electron volts (eV) have been collected by the TA
air shower array. Fig.3 shows the TA energy spectrum.
TA confirmed flux suppression above 1019.8 eV, whichis consistent with the prediction of the collision of thehighest energy cosmic rays with cosmic microwave
background photons by Greisen, Zatsepin and Kuzmin(GZK). TA confirmed a break at 1018.72 eV (ankle), andthere are breaks at 1016.2 eV and 1017.0 eV in the spectrum
by TALE. The composition by TA is consistent with lightcomposition as shown in Xmax vs energy plot (Fig.4).
Using 143 cosmic-ray events with energies greater than
5.7×10 19 eV for 9 years of TA surface detector data,
TA obtained evidence for a cluster of events (hotspot),
centered at right ascension of 144.3˚ and declination of
40.3˚ (Fig.5).

１ 研究内容について 高エネルギー宇宙線研究部門

T

he Telescope Array (TA) was built to study theorigin and nature of Ultra-High Energy Cosmic
Rays (UHECRs) in Utah, USA. It is composedof a ground array of 507 scintillation counters and threebatteries of air fluorescence telescopes overlooking thearray from the periphery. The accuracy of measurements
is greatly improved by observing the same event by
the telescope and the ground array at the same time.
The sensitivity of TA is an order of magnitude larger
than that of AGASA, a predecessor of TA, which had
been operated until 2004 in the Akeno observatory in
Yamanashi, Japan. The large sensitivity and the precisionof TA help to improve the association of high energy
cosmic rays with the potential astronomical sources inthe sky. The TA has been operated by the international
collaboration of Japan, USA, Korea, Russia, Belgium
and Czech. Observations by TA began in the spring of2008. The TALE is the TA Low-energy Extension down
to 1015.6 eV, which aims at studying the transition ofgalactic cosmic rays to extragalactic cosmic rays. On thenorthern TA side, the TALE telescopes are in operationand the array of 80 TALE surface detectors is in stable
operation. The important subject of the TALE surface
detector is to provide the information near the shower
core position on the ground to determine the shower axis
better for the precise measurement of Xmax.

Tibet AS γ

チベット
研究の目的

活動銀河核の Mrk421 や Mrk501 などからのガンマ線検出◆高エネルギーガンマ線を放射している天体を探索し、宇ら 100 TeV を超えるガンマ線の検出に世界で初めて成功にも成功しています。さらに、2019 年には、かに星雲かしたことがわかり、新しいエネルギー領域 (sub-PeV) のガ◆超高エネルギー一次宇宙線の化学組成

ンマ線天文学の扉を開きました。

（どの原子核なのか）を解明する◆超高エネルギー一次宇宙線のエネルギースペクトル（分布）を計測し、宇宙線の加速機構を解明する◆高エネルギー宇宙線により太陽惑星間に拡がる磁場構造を調べる

Knee エネルギー領域の一次宇宙線のエネルギースペクトルの観測
Knee エネルギー領域（1000 兆電子ボルト～ 1 京電子ボルト）の一次宇宙線のエネルギースペクトルを大変良い精度で観測しました（図２）。Knee エネルギー領域のエネル◆高エネルギー宇宙線の飛来方向に関する特異性（異方性）
を調べる

ギースペクトルの折れ曲がりは、超新星爆発の衝撃波による粒子加速の限界や、銀河系からの宇宙線の流出問題を解く重要な鍵を握っています。一方空気シャワー観測装置と実験装置

その中心に置かれた空気シャワーコア検出器と呼ばれる装置との連動実験からは、宇宙線を構成する原子核成分の内、

中国チベット自治区の羊八井高原（ヤンパーチン高原、

陽子やヘリウムに関するエネルギースペクトルが得られて

標高 4,300m）に、中国と共同で空気シャワー観測装置をいますが、図３からはエネルギーが高くなるに従って、宇建設し、宇宙から飛来する高エネルギー（1 TeV=1012 電

宙線を構成する原子核成分に重原子核成分が大きく含まれ17

るようになっていることが見て取れます。

行っています。主装置として、プラスチックシンチレーター

太陽活動と銀河宇宙線による「太陽の影」の変動と呼ばれる、荷電粒子が通過すると発光する素材を用いた

太陽活動（黒点数）は 11 年周期（サイクル）で変化す

空気シャワー観測装置（写真左）を使用します。具体的には、ることが知られており、2008 年から太陽サイクル 24 に入面積 0.5 m2 のプラスチックシンチレーターを、7.5 m 間隔りました。チベットの空気シャワー観測装置は精巧に作らでほぼ碁盤目状に並べ、37,000 m の領域に飛来する空気れているため、銀河宇宙線による太陽と月（いずれも視直シャワーを観測します。荷電粒子による発光は、光センサー

径約 0.5°）の影を鮮明に捉えることが出来ます。銀河宇宙

である光電子増倍管で検出後に電気信号に変換され、その線中の太陽の影は、太陽活動によって変化する太陽惑星間

発光時刻と発光量（電荷）をデータとして収集します。検の磁場の影響を受けて、その深さや位置が変化します。図

出出来る空気シャワーのエネルギーの下限値は約 3 兆電子

４はこの装置で観測された「太陽の影」の深さの年変化です。

ボルトです。

宇宙線中の太陽の影の観測を 1996 年から 2009 年に掛け2て行い、
太陽サイクル 23 をほぼカバーしたことになります。

実験装置の改良

これは、太陽活動を考慮したシミュレーションと良く合っていることがわかります。この実験により、今まで観測方

銀河系内のどこかに宇宙線を Knee エネルギー領域まで加速する未知の宇宙加速器が存在し、宇宙線はその宇宙加法が無かった太陽惑星間の磁場構造についても貴重なデータが得られるものと期待されています。

速器の近傍で 100TeV 領域のガンマ線を生成します。我々はその 100TeV 領域ガンマ線の世界初観測を目指して、空銀河宇宙線の異方性

気シャワー観測装置の地下に約 4000m の大型水チェレン

ほぼ等方的に飛来する、数兆電子ボルト（数 TeV）から

コフ型ミューオン観測装置 (MD) を建設しました。また、

数百兆電子ボルト（数百 TeV）のエネルギーを持つ宇宙線

Knee エネルギー領域の陽子やヘリウムを選別してそのエネの恒星時異方性を高精度で 2 次元的に測定しました。
（図ルギースペクトルの折れ曲がり位置をさらに精密に測定す

５）。良く知られた 0.2 % 程度の恒星時異方性 (Tail-in やることにより、宇宙線の衝撃波加速シナリオを検証するた

Loss Cone) の他に、白鳥座方向（シグナス領域）に新しめに、新空気シャワーコア観測装置（YAC）を建設しました。

い銀河宇宙線異方性を発見しました（図６）。さらに、シグ空気シャワー観測装置と MD 及び YAC の連動実験が平成

ナス領域に数個のホットスポットがあることが判明し、新26 年に開始され、宇宙線の起源と加速機構解明に向けて大しいガンマ線放射天体の可能性が示唆されました。そして

きな期待が寄せられています。

それは米国のミラグロ実験によって確認され、我々の観測

2の正しさが検証されました。また、銀河回転運動に起因す

研究内容

る見かけの恒星時異方性（約 0.1 %）が観測されなかった

数兆電子ボルト（数 TeV）ガンマ線の検出いることが示されました。

ことにより、銀河宇宙線が局所的な銀河磁場と共回転して空気シャワー観測装置で、かに星雲から TeV 領域のガン
マ線を検出しました（図１）。空気シャワー観測装置による高エネルギーガンマ線の検出は世界で初めてです。また、Tibet AS γ Group | 37

High Energy Cosmic Ray Research Division

子ボルト =1 兆電子ボルトから 100PeV=10 電子ボルト=10 京電子ボルト）宇宙線（原子核とガンマ線）の観測を

１ 研究内容について 高エネルギー宇宙線研究部門

宙線の加速起源を明らかにするDifferential Flux × E2 (TeV cm-2 s-1)

10-10

10-11

10-12

10-13

Tibet AS+MD
Tibet-III

Tibet AS+Proto.MD
HESS(2003-2005)
HESS(2013)
MAGIC
HEGRA

1

10
Energy (TeV)

3

102

10

図 1 かに星雲からの超高エネルギー領域ガンマ線エネルギースペクトル
Energy spectrum of very high energy gamma rays from the Crab Nebla.

図 4 観測された宇宙線中の太陽の影の深さに関するデータシミュレーションの比較㊤と、太陽黒点数の年変化㊦
Comparison of Sun shadow depth in cosmic rays between MC and simulationand the observed data. (Top) Yearly variation of sun spot numbers. (Bottom)

a)

1.002

60
40
20
0

b)

Dec. (deg)

60
40
20
0

d)

e)

100

150

200

250

300

0.997
1.002

350

0.9995
0

60
40
20
0

60
40
20
0

50

50

100

150

200

250

300

0.997
1.002

350

0.9995
0

50

100

150

200

250

300

0.997

350

1.002

Rel. Intensityc)0.999500.9995
0

50

60
40
20
0

100

150

200

250

300

200

250

0.997
1.006

350

0.9988

0

50

100

150

300

0.9915350
R.A. (deg)

0.6

c)

0.5

0.4

0.3

d)

0.1
0

10

4

10

5

10

6

7

8

10
10
Energy (GeV)

図 3 Knee エネルギー領域一次宇宙線中でヘリウムより重い原子核成分の割合のエネルギー依存性
Energy dependence of fraction of nuclei heavier than helium in primarycosmic rays around “Knee” enegy region.

38 | Tibet AS γ Group

1.002

40
20
0

0

50

100

150

200

250

300

0.9995350

2001-2005

60
20

50

100

150

200

0

50

100

b = 5o
o

20

300

350

0.997

2001-2005

1

40

250

0.9995

1997-2001

1.001
0.999

III

II

I
0

0.997
1.002

40
0

III

II

I

b = -5300 310 320 330
R.A. (deg)

150

10
5

200

e)

250

40
20

300
350
R.A. (deg)b = 5ob = -5o300 310 320 330
R.A. (deg)420Significance (σ)

0.2

1997-2001

Dec. (deg)

0.7

Rel. intensity

0.8

b)

This work(QGSJET+HD)
This work(QGSJET+PD)
This work(SIBYLL+HD)
This work(SIBYLL+PD)
KASCADE(QGSJET)KASCADE(SIBYLL)

Dec. (deg)0.9

Dec. (deg)160Rel. Intensity

All - (P + He)Alla)Rel. Intensity

図 2 Knee エネルギー領域以上の宇宙線全粒子エネルギースペクトルAll-particle energy spectrum of primary cosmic rays above “Knee” energy
region.

Dec. (deg)

図 5 恒星時宇宙線異方性（上から 4, 6.2, 12, 50, 300 TeV）
Cosmic ray anistropy at sidereal time frame for 4, 6.2, 12, 50, 300 TeV fromabove.

図 6 シグナス領域（Ⅲ）のガンマ線点源探索（e の赤いホットスポットに注目）
Search for gamma ray point sources in the Cygnus region ( Ⅲ ). Watch out
the hot red spots in e), please.

Tibet AS γ

We constructed large underground muon detectors (MD:approximately 4000 m2) under Tibet-III to locate yetunknown cosmic ray accelerator (PeVatron) producing
gamma rays at 100 TeV energies. We also set up new air
shower core detectors (YAC) in order to more precisely
measure the knee position of proton and helium energy
spectra. The hybrid experiment (Tibet-III+ MD+ YAC)
started data-taking in 2014. New and interesting resultsfrom them are expected as regards the origin andacceleration mechanism of comic rays.

Tibet-III measures high-energy galactic cosmic-ray
anisotropies with high statistics. We made precise
2-dimensional maps of high-energy (a few TeV to afew hundred TeV) galactic cosmic-ray anisotropies
at sidereal time frame. Besides the established "Tailin" and "Loss-cone" anisotropies, we discovered a new
anisotropy in the Cygnus region. We found some hot
spots in the Cygnus region, which would be celestialsources emitting TeV gamma rays. They were recently
confirmed by the Milagro experiment in U.S.A. On theother hand, the corotation of cosmic rays with our galaxy
was shown as well, as we observed no big (1% level)apparent anisotropy due to galactic rotation which would
have been observed otherwise.

We successfully observed TeV gamma-ray signals fromthe Crab Nebula for the first time in the world as an
air-shower array. TeV gamma-ray signals from active
galactic nuclei, Markarians 501 and 421, were also
observed. In 2019, we announced successful detectionof photons beyond 100 TeV from Crab for the first time,
openning a new energy window (sub-PeV) in gamma ray
astronomy.
We made a precise measurement of the energy spectrumof primary cosmic rays in the "knee" (1015 – 1016 eV)region. The chemical composition in the "knee" region
is a crucial key to clarify the mechanism of how cosmic
rays are generated, accelerated and propagated to Earth.
The hybrid experiment with the air shower core detectors
and Tibet-III demonstrates that the fraction of nuclei
heavier than helium increases in primary cosmic rays
as energies go up and that the "knee" is composed of
nuclei heavier than helium, supporting the shock-wave
acceleration scenario in supernova remnants.
Tibet AS γ Group | 39

High Energy Cosmic Ray Research Division

Tibet-III, 37,000 m2 in area, consists of 789 scintillation
counters that are placed at a lattice with 7.5m spacing.
Each counter has a plate for a plastic scintillator, 0.5
m2 in area and 3cm in thickness, and equipped with a2-inch-in-diameter photomultiplier tube. The detection
threshold energy is approximately a few TeV.

Because a charged particle is bent by a magnetic field,
the apparent position of the Sun's shadow in the galactic
cosmic rays shifts from its expected location due to thesolar and interplanetary magnetic fields. It is expectedthat Tibet-III will provide important data to study the
global structure of the solar and interplanetary magnetic
fields correlated with 11-year-period solar activities.
Covering mostly the solar cycle 23 (our data from 1996
to 2009), we show that yearly change in the Sunʼsshadow depth in cosmic rays is well explained by asimulation model taking into account the solar activities.

１ 研究内容について 高エネルギー宇宙線研究部門

O

ur research subjects are: Search for high-energy
gamma-ray (a few TeV) celestial point sources;
The measurement of the energy spectrum andthe composition of very high-energy primary cosmic
rays; The study of 3-dimensional global structure in thesolar and interplanetary magnetic fields by means ofhigh-energy galactic cosmic rays; The measurement ofhigh-energy galactic cosmic-ray anisotropies.

High Energy Astrophysics

高エネルギ ー 天 体
研究の目的
理論的に解明する

活動銀河核ジェットやガンマ線バーストなどに適用する研究を進めています。また、こうした天体から放出されるガ◆相対論的ジェットの生成・加速機構を解明する◆中性子星連星の合体過程を解明する

ンマ線、宇宙線、ニュートリノなどの量を定量的に見積っ

特に、重力波および電磁波放射を予測する研究所で進められている観測プロジェクトと密接に関係し◆重力波を用いて宇宙の星形成史を解明する
宇宙には光速に近い速さで飛び回っている粒子が存在し、そのエネルギーは 100 万～ 10 億電子ボルト未満から 1 垓

た上で観測と比べるなど（図２）、我々の研究対象は宇宙線ています。
活動銀河核、ガンマ線バースト、パルサー風、超新星残骸などでの未解決問題
高エネルギー天体における謎は、宇宙線粒子の加速だけ

それらは宇宙線として地球に飛来し直接観測されることもではありません。活動銀河核から噴き出している相対論的

あれば、それらの放つエックス線、ガンマ線、ニュートリ

なジェットはどのように加速されているのか？

ノの観測により間接的に存在が 知られることもあります。

バーストからの非常に明るいガンマ線放射は、どのようなこうした宇宙線粒子は高エネルギー天体現象に伴い加速・機構で放たれているのか？

生成されていると考えられていますが、その詳細には未知

エネルギーを運動エネルギーに転換し、超相対論的な流れの部分が沢山残っており、我々「高エネルギー天体グループ」を実現しているのか？

の研究ターゲットになっています。

残光における衝撃波では、どのように磁場が増幅されてい
るのか？

ガンマ線

パルサー風はどのように磁場

超新星残骸やガンマ線バーストの天体で生まれた相対論的粒子は、我々の銀河系

背景内の星間空間をどのように伝播し、銀河系外へ逃げていく

宇宙線粒子の加速過程とは、背景の熱的プラズマ・
磁場のエネルギーが、少数の高エネルギー粒子に選択的・集中的に引き渡される過程であり、その理解のためには、プラズマ物理学の基礎に基づいた詳細な考察が必要となります。反対に、粒子加速過程の研究を通じて、プラズマ物理学はその内容を豊富にしてきました。宇宙線加速の基本過程と考えられている衝撃波統
計粒子加速機構の研究の発展はその例であり、他の有名な例として、磁気エネルギーの爆発的解放をもたらす磁力線再結合機構の研究の発展があります。その両者において、日本の研究者群が挙げてきた先進的な成我々の研究テーマとなっています。これほど基礎的な段階

果が、「高エネルギー天体グループ」の活動の背景です。

とともに数々の高エネルギー天体現象の源として注目されのか？

こうした課題は未解決問題として残されており、から解明されていない学問分野は、地球上で観察・実験されている事象にはないでしょう。知のフロンティアとして、
上記の課題に取り組むことは大変意義深いと考えています。
中性子星連星合体に伴う重力波、電磁波現象の研究
中性子星やブラックホールからなる連星は重力波放出によって次第に軌道エネルギーを失い、やがて合体すると考えられており、その重力波は宇宙線研究所で進められている KAGRA などの地上重力波検出器のメインターゲットとなっています。こうした連星合体は重要な重力波源であるています。例えば宇宙最大の爆発現象のひとつであるガン研究内容

マ線バーストの一部は、中性子星を含む連星合体の後に形高エネルギー天体現象による宇宙線の加速過程の探索ではないかという議論が盛んに行われています。2017 年 8成されるブラックホール降着円盤が駆動源となっているの宇宙線の加速過程・放射過程の舞台となる高エネルギー

月 17 日に 2 つの中性子星からなる連星合体の際に放出さ天体現象として、超新星爆発・パルサー磁気圏（図１）、マれた重力波が観測され、さらに電波からガンマ線まで幅広

グネター（超強磁場中性子星）の巨大フレア、銀河中心ブい波長域の電磁波現象が同時に観測され大きな話題となり

ラックホールから噴き出すジェット、星形成銀河、正体不ました。

明のガンマ線バースト、銀河団などを挙げることができま

中 性 子 星 連 星 合 体 の 現 場 は 密 度 が 1014 g/cc、 温 度 がす。近年の Fermi 衛星や地上チェレンコフ望遠鏡の活躍に

1012 K という極限の世界です。我々のグループでは、重力より、こうした天体からのガンマ線観測は、目覚ましい発波と突発的高エネルギー天体現象の観測から極限の物理に展を遂げています。また IceCube のような巨大設備の稼動迫るべく、一般相対論の効果を取り入れた数値流体シミュが始まってニュートリノの検出効率があがり、その起源天レーションをベースとした研究も行っています（図３）。

体を探るうえで十分な量のサンプルが取れる日が近づいています。

重力波天文学
今後、地上重力波観測装置により、ブラックホール連星

図 1 高エネルギー粒子加速源として知られるかに星雲像 ( 国立天文台提供 )。1054 年の超新星爆発の後に形成された回転中性子星（かにパルサー）が星雲の中心にあり、星雲全体にエネルギーを供給していることが知られている。©NAOJ
A Subaru image of the Crab nebula, which is known as an efficient particle accelerator. A rotating neutron star, the Crab pulsar, which was created after thesupernova explosion in 1054 A.D, is at the center of the nebula and known to provide energy throughout the nebula.

High Energy Astrophysics Group | 41

High Energy Cosmic Ray Research Division（1 兆の 1 億倍）電子ボルト超まで、十数桁以上に渡ります。

１ 研究内容について 高エネルギー宇宙線研究部門◆高エネルギー天体での粒子加速と放射機構を我々のグループでは、伝統的な衝撃波による粒子加速過程だけではなく、乱流による比較的遅い加速過程を考え、をはじめとした連星合体の重力波観測が増えていくことが期の約 30 倍の重さのブラックホールは、宇宙最初期の星であ待されます。ブラックホールや中性子星のもととなる大質量る初代星起源ではないかと注目を集めています。

星は数が少なく、その進化の過程や、星が崩壊する際の超新また、より遠方での連星合体や、白色矮星連星の合体など

星爆発についても謎が多く残されています。連星が合体するを観測する将来計画もあり、こうした将来観測で狙えるサイのには非常に長い時間がかかるため、宇宙初期に形成された

エンスの検討も我々のグループでは行っています。

ブラックホール連星が最近になって合体し、現在稼働している重力波検出器で観測されることもあるでしょう。重力波によってどのようなブラックホールや中性子星が宇宙に存在す
るかがわかれば、宇宙初期から現在までの大質量星形成の歴史に迫れるかもしれません。実際に重力波で観測された太陽

図 2 ガンマ線バーストの想像図。巨星がその寿命に至り、中心核が重力崩壊を起こし、ブラックホールを形成する。そこへ星のガスが降着し、細く絞られた相対論的なジェットを放つ。ジェットは星表面を突き破り、星間空間へ飛び出す。そこで衝撃波を形成し、数十秒間に渡ってガンマ線を放ったり、徐々に暗くなる電波から X 線での残光を放ったりする。©NASA's Goddard Space Flight Center
Description of gamma-ray burst. When the collapse of a very massive star at the end of its life forms a black hole. Gas in the star accretes onto the black hole.
Then, the black hole produces well-collimated relativistic jets. The jets break out the surface of the star, and propagate in the interstellar space. Shocks formedin the jets or interstellar medium are considered to be responsible for the prompt gamma-ray emission and the afterglow emission, respectively.

図 3 ブラックホールと中性子星の連星合体シミュレーションの例。重力波を放出し軌道エネルギーを失い次第に連星間距離を縮め、やがて合体する。
合体時には一部の物質がブラックホール降着円盤を形成し、さらに一部が系外に放出される。ブラックホール降着円盤や放出物質は突発的電磁波現象の源となるため、こうした重力波と電磁波を予測する事で観測から連星合体の物理に迫る事が出来る。
Numerical simulation for a black-hole neutron star merger. The orbital
separation shrinks gradually via the gravitational-radiation reaction, andeventually the two objects merge. A black-hole accretion disk is formed and afraction of neutron-star material is ejected from the system after the merger.
These black-hole accretion disk and ejected material will be the sources oftransient electromagnetic phenomenon. Simultaneous detection of gravitationaland electromagnetic waves from binary mergers enables us to study physics inthe extreme environment.

42 | High Energy Astrophysics GroupHigh Energy Astrophysics

The open problems in high-energy astrophysics are
not only the acceleration mechanism of cosmic rays.
How are relativistic jets from active galactic nuclei
accelerated? How are very bright gamma-ray emissions
emitted in gamma-ray bursts? How is the magnetic
energy of the pulsar winds converted into the kinetic
energy to form ultra-relativistic outflows? How aremagnetic fields amplified in shocks in supernova
remnants or afterglows of gamma-ray bursts? How dorelativistic particles propagate in interstellar space andWe are now at the dawn of gravitational-wave
astronomy, which is also in our research field. Massive
stars, which are progenitors of black holes and neutronstars, are relatively rare objects in the universe. Thereremain many mysteries in the massive star evolution
and the supernova explosions triggered by the corecollapse, in which a black hole or a neutron star isformed. Furthermore, it takes a very long time for binarystars to coalesce via gravitational-wave emission, sothat present-day instruments can detect even the binary
mergers originated from massive stars formed in theearly universe. Gravitational-astronomy will tell us
the formation history of massive stars from the early
universe to the present time. We already have observed amerger of black holes, which are about 30 times heavier
than the Sun. This event is remarkable because they were
probably born as the first stars in the very early universe.
High Energy Astrophysics Group | 43

High Energy Cosmic Ray Research Division

Targets of our current study include supernova
explosions/pulsar magnetospheres (Fig. 1), giant flaresof magnetars, jets from active galactic nuclei, star-burst
galaxies, mysterious gamma ray bursts, and galaxy
clusters. We have studied not only the models basedon standard DSA theory, but also a relatively slow
acceleration model via plasma turbulences, which has
been applied to the relativistic jets from active galactic
nuclei, or gamma-ray bursts. We have also estimatedemissions of gamma-rays, cosmic-rays, and neutrinos
from high-energy astronomical objects, and compare ourresults with observational constraints (Fig. 2).

escape from the galactic plane? Those problems remain
unsolved, and are our research themes. In phenomena
observed or experimented on earth, there may be no
research field that is not fundamentally understood likehigh-energy astrophysical phenomena. Thus, study of
the above unsolved problems are very exciting andimportant to expand our knowledge of the universe.
Another study we have been conducting is gravitationalwave emission and electromagnetic wave counterpartsof binary neutron star mergers. Binary mergers
composed of neutron stars and/or black holes are
known as efficient emitters of gravitational waves, andthey are main targets of ground-based gravitational
detectors. Binary mergers including a neutron star are inparticular of interest, since they also cause high-energy
astrophysical phenomena in electromagnetic waves.
Extreme environment, for example density of ~1014 g/
cc and temperature of ~1012K, is realized in a neutronstar binary merger. The observation of binary mergers
via gravitational waves, electromagnetic waves, andneutrinos enable us to study physics in such an extreme
environment. Our theoretical research targets mentioned
above are closely related to the observational projects in
ICRR.

１ 研究内容について 高エネルギー宇宙線研究部門

T

he high energy astrophysics group aims at
making theoretical and observational studiesof violent astrophysical phenomena, in whichenergies of background plasma/magnetic field aretransported into selected particles, namely, non-thermal
cosmic ray particles. The standard theory of cosmic
ray acceleration process invokes effective diffusiveshock-acceleration (DSA) mechanism working aroundcollisionless astrophysical shocks and their turbulent
environment. The magnetic reconnection (MRX)
mechanism is another candidate for effective particle
acceleration processes. Understanding of transport/
selection processes involved in the DSA and MRX
mechanisms requires deep consideration based on
microscopic plasma physics. Research tradition in Japanfor studies of DSA and MRX mechanisms provides
the background for the activity of our high energy
astrophysics group.

KAGRA重力波
研究の目的
検出し、重力波観測ネットワークの一員として、重力波
天文学を進める◆一般相対性理論を検証する◆電磁波では見えない現象を重力波でとらえる◆重力波の発生を他の天体観測グループに伝えて、いち早
く同じ天体を観測してもらう◆重力の強い場所と弱い場所での物理現象を比較して差がないか調べる

装置の熱振動による揺らぎすら低減させます。

研究の現況
高性能防振装置やサファイア鏡の開発
KAGRA 計画は 2010 年から文部科学省の最先端研究基盤事業の一つとして建設が開始され、現在は大規模学術フ
ロンティア促進事業として推進されています。2012 年に開始された空洞掘削は 2014 年 3 月末に完成し、2014 年度は、
電気工事・冷却水等の配管工事・真空装置の設置土台工事
等、空洞内整備が行われました。2015 年度には、レーザー干渉計の設置・インストールが行われ、第一期実験施設を

在により物体の周囲の空間が歪んでおり、その空間の歪み完成させた後、2016 年 3 月から 4 月にかけて、初めてのこそが重力であると表現します。物体が加速度運動すると、レーザー干渉計の試験運転を行いました。そして 2019 年

周囲の空間を歪めながら移動するので、その歪みが振動とにはすべての機器がインストールされました。同年 10 月

なって遠方まで伝わります。伝わる速さは光の速さと同じには LIGO、Virgo との研究協定の調印を行い、2020 年 2

速さと考えられています。これが重力波です。超新星爆発

月、観測を開始しました。こののち、LIGO、Virgo との同やブラックホールの形成など、強い重力場での一般相対性

時重力波観測をめざし、感度を向上させていきます。また、理論の検証は、唯一重力波によってのみ可能です。また、本計画の特徴であり、先進的な挑戦でもある地下環境の利

可視光、電磁波、ニュートリノと拡がってきた天体観測の用と装置と低温化に関し、同様のテーマを共有するヨーロッ

手段に新たに重力波が加われば、今まで観測不能であったパの次世代重力波望遠鏡計画 EGO との間で 2012 年に開星や宇宙の情報が得られる可能性があり、重力波を検出す始した国際共同研究では重要な研究成果が上がっています。

ることには非常に重要な意味があります。そしてついに、

さらに、KAGRA 計画における各重要構成部門の推進を加アメリカの LIGO グループの 2 台の重力波望遠鏡が、2015

速させるために、韓国などアジアの重力波研究グループと

年 9 月 14 日に、人類史上初めて、連星ブラックホールのの共同研究も拡大し、KAGRA Scientific Congress(KSC)

合体から発生した重力波の直接観測に成功し、重力波天文が創設されました。

学の幕が切って落とされました。その後も重力波イベントが次々と観測され、2017 年 8 月 17 日、イタリアの Virgo

7 億光年の範囲で発生する重力波検出を目指すとの国際共同観測で連星中性子星の合体イベントもとらえ

KAGRA 計画では、地球から約 7 億光年の範囲内で発生られるなど、2020 年 3 月までに LIGO と Virgo により 60する重力波の直接検出を目指し、アメリカやヨーロッパの以上の重力波イベントが観測されています。

重力波望遠鏡計画（LIGO 計画、
VIRGO 計画、GEO 計画）と、
重力波天文学の創生という人類共通の目標の実現のために、実験装置

各計画と技術的・観測的協力をより密に行う覚書を締結しています。

重力波が到達すると、二つの物体間の距離が変化します。
そこで、重力波によって変化する物体間の距離の変動を超精密に測定することで、重力波を検出します。その距離の変化は、地球と太陽の間の距離が水素原子一個分変わるく
らい小さなものです。測定には、極めて精度の高いレーザー
光を“物差し”として利用する「マイケルソン干渉計」を用います。元々１本の光を直交する 2 本の光に分け、それを鏡で折り返してまた 1 本に重ねます。光路長に応じて、重なり方が変化し、それが光の干渉縞となって観測されます。もし光路長が重力波によって変化したとすると、その干渉縞が明滅し始めます。このわずかな明滅を利用して、重力波の存在を検出します。望遠鏡の感度を高めるには、干渉計の光路を長くすることと、様々な振動雑音を極限まで取り除くことが必要です。特に地面の振動は、重力波以外の光路長を変えてしまう原因となるので、極限までの振動抑制が必要となります。そのために、日本の KAGRA では、この望遠鏡を地面振動の少ない神岡鉱山地下 200 m の、L字型に直交する長さ 3 km のトンネル二本の中に設置して図 1 神岡の地下に設置された KAGRA
KAGRA installed underground at Kamioka

Gravitational Waves Group | 45

Astrophysics and Gravity Research Division

アインシュタインの一般相対性理論によれば、質量の存

１ 研究内容について 宇宙基礎物理研究部門◆大型低温重力波望遠鏡「KAGRA」を用いて重力波を直接います。さらに、サファイア鏡などを低温化することで、

図 2 レーザーとレーザーを格納する ISO Class1 クリーンブース
Laser system and ISO class 1 clean room for housing it

図 4 サファイア鏡を収納する冷凍容器（クライオスタット）
A cryostat which contains a sapphire mirror

図 3 中央実験室内、２本のアームの交差点付近
Around the crossing of two arm ducts in the KAGRA's central laboratory hall

図 5 直径 22 cm の無色透明のサファイアの鏡
A transparent sapphire mirror 22 cm in diameter

図 6 2020 年 2 月 25 日、KAGRA 制御室内で観測開始を喜ぶ研究者
February 25, 2020, Researchers celebrating KAGRA's observation start46 | Gravitational Waves GroupG ra v i t a t i o n a l Wa v e s

The collaboration research between the European Gravitational
Observatory (EGO) and KAGRA has been conducted to
explore the further technical enhancement about a cryogenic
interferometer and to share the profound knowledge about theunderground environment. In addition to this, KSC (KAGRA
Scientific Collaboration) was established and consequently it isaccelerating the KAGRA subsectionʼs progress with the Korean
gravitational wave research group.
KAGRA is designed to detect at the quantum limit a strain on theorder of h~10-22 in terms of the metric perturbations at a frequency
of around 140 Hz. This would enable to detect coalescing binary
neutron stars of 1.4 solar mass to 250 Mpc at its optimum
configuration, for which one expects a few events per year, on
average. To satisfy this objective, KAGRA adopts a powerrecycled Fabry-Perot Michelson interferometer with resonantsideband extraction scheme, the main mirrors of which are cooled
down to cryogenic temperature, 20 K, for reducing the thermal
noise; they are located in a quiet underground site in Kamioka
mine.
KAGRA project is collaborating with foreign GW detection
projects, such as advanced-LIGO (USA), advance-VIRGO(Italy-France-Netherland), GEO (UK-Germany) to explore thegravitational wave astronomy and multi-messenger astronomy
with other astronomical observation channels.
Gravitational Waves Group | 47

Astrophysics and Gravity Research Division

A gravitational wave should cause a relative change (strain)
between two displaced points in proportion to their distance.
Even if we take a 3 km baseline length, the effect is so tinythat extensive R&D is needed to detect it. Based on technicalachievements of a 300 m TAMA interferometer and a 100
m interferometer CLIO (Cryogenic Laser Interferometer
Observatory), the KAGRA project started as one of Strategic Fundfor Strengthening Leading-edge Research and Development of
Ministry of Education, Culture, Sports, Science and TechnologyJapan in 2010. The tunnel construction has been finished in FY
2013. In FY 2014, the construction of facilities and setting ofalmost vacuum tubes and tanks have been done. In parallel, thelaser source and its frequency and transverse mode stabilization
system using a mode cleaner cavities and several optics forforming a Michelson interferometer were installed. In March
2016, the first interferometer operation was demonstrated (named
iKAGRA), and its engineering run finished on April 25th in 2016.
All the interferometer instruments were installed in 2019 and after
subsequent commissioning works, KAGRA started gravitational
wave observation in February 2020.

１ 研究内容について 宇宙基礎物理研究部門

T

he gravitational wave group conducts the constructionof the Large-scale Cryogenic Gravitational wave
Telescope (nicknamed “KAGRA”) for the detection ofgravitational waves predicted by Einstein. On September 14th in2015, the LIGO gravitational wave observatory finally detected
gravitational waves from the binary black hole coalescence. The
gravitational wave astronomy has started to observe the dynamic
behavior of compact stars, such as neutron stars and black holes.

Observational Cosmology

図 1 すばる望遠鏡の近赤外線多天体撮像分光装置 (MOIRCS)
MOIRCS (Multi-Object Infrared Camera and Spectrograph) of
Subaru telescope観測的 宇 宙 論
研究内容◆大型望遠鏡を用いた深宇宙探査により遠方銀河を探し、Hyper Suprime-Cam による初期銀河の探査

宇宙初期の銀河形成過程を探る◆宇宙初期の銀河形成に密接に関係する、宇宙再電離の物
理過程を探る

先代のすばる望遠鏡主焦点カメラ Suprime-Cam および
ケック望遠鏡 DEIMOS 分光器を用いて赤方偏移 7 における LAE の大規模観測を行いました。この結果は 2010 年および 2012 年に Astrophysical Journal 誌の論文、さらに背景

は多くの国際研究会で発表され、世界的に高い評価をうけました。
この観測研究から、赤方偏移 7 において宇宙再電離の痕の約 10 億年（宇宙背景放射の時代である赤方偏移 1100 か跡が見つかりましたが、大半の水素ガスは既に電離されてら 6 までの間）は、ほとんど観測できておらず、宇宙史にいるという事が明らかになりました。一方でこの結果は新

おけるミッシングピースとなっています。この時代は宇宙

たな疑問を投げかけることになりました。赤方偏移 7 ではの黎明期に当たり、原始ガスから星や銀河が初めて誕生す

初期銀河が発する遠紫外線は、宇宙を電離するのに必要なるといった未解明の現象が数多く存在しています。またこ

量の 1/3 かそれ以下しかありません。このように赤方偏の頃には、宇宙を満たす水素ガスが再電離されるという宇移 7 では遠紫外線の放出量が非常に少ないのにも関わらず、宙史最後の大イベントが起こったと考えられていますが、宇宙を満たす水素の大半が電離されているという問題が出その過程はもとより、原因についても明らかにされていまてきました。従来の研究の測定精度が低いのか、宇宙初期

せん。これらの問題は、ビッグバン後約 10 億年の宇宙をの銀河の性質を正しく理解していないのか、観測できてい観測しない限り分からないのですが、この時代の天体は非ない宇宙初期の銀河が多数あるためにこのような問題が出

常に遠いため、見かけ上とても暗く、簡単に観ることがでてきているのかもしれません。さらに、私たちの想像を超きません。

えた現象が宇宙史初期で起きていた可能性もあります。実
際、私たちは赤方偏移７に直径５万光年にもなる予想以上

実験装置に大きな天体を発見しましたが、このような天体の再電離への寄与は分かっていません。

私たちは、すばる望遠鏡やハッブル宇宙望遠鏡、ケック

そこで、Suprime-Cam と比べて１桁程度探査能力が高望遠鏡さらには ALMA といった世界最高感度を誇る大型望いすばる HSC に私たちが独自に開発した狭帯域フィルター

遠鏡を駆使して、未だ人類が目にしたことのない宇宙に挑を用いて、研究を発展させる計画を進めています。HSC は戦しています。すばる望遠鏡次世代超広視野カメラ (Hyper

現在、東京大学、国立天文台、プリンストン大学や台湾のSuprime-Cam; HSC) に取り付けた狭帯域フィルターを用研究機関が協力して製作し、2012 年度にファーストライ

いて、宇宙史初期に多数存在する初期銀河、その中でも特トを迎えました。試験観測期間を経て 2014 年に本格運用に検出しやすい Ly α輝線を出す銀河 (LAE) を探索していが始まりました。これまでの 10 倍の規模で LAE を含む初ます。見つけられたこれらの銀河をハッブル宇宙望遠鏡や期銀河の探査を行っています。

ケック望遠鏡などで詳しく調べることで星や銀河の誕生の謎に迫っています。さらに、LAE の Ly α輝線が宇宙の中性水素から受ける吸収の強度によって宇宙再電離の歴史を調べています。

図 2 ハワイ島マウナケア山頂に設置されたすばる望遠鏡 ©NAOJ
Subaru telescope at the summit of Mauna-Kea, Hawaii Island

Observational Cosmology Group | 49

Astrophysics and Gravity Research Division

ビッグバンから始まった 138 億年の宇宙史において最初

１ 研究内容について 宇宙基礎物理研究部門

研究の目的

図 3 ハワイ島マウナケア山頂に設置された国立天文台の口径 8.2 m すばる望遠鏡
Subaru telescope, NAOJ, with an 8.2m primary mirror at the summit of
Mauna-Kea, Hawaii Island

図 5 これまでの研究で明らかにされた宇宙再電離の歴史。赤方偏移（横軸）に対する中性水素比（縦軸）の進化。赤印が Suprime-Camの探査から付けられた制限。4 つの曲線は異なる理論モデル。いつ、どのように宇宙再電離が進んできたかはほとんど分かっていない。
History of cosmic reionization, so far, understood. Red symbols denote
constraints from our Suprime-Cam survey. Four lines represent
different theoretical predictions. The epoch and process of cosmic
reionization are unknown.

図 4 すばる望遠鏡のトップリング上に装着された Suprime-Cam
Suprime-Cam installed on the top ring of Subaru telescope

図 6 開発中のすばる HSC 用狭帯域フィルター (Materion [ 旧 Barr
Associates] 社と協力 )。
Subaru/HSC narrow band filter under development (collaboration with
Barr Associates Inc.)

50 | Observational Cosmology GroupObservational Cosmology

１ 研究内容について 宇宙基礎物理研究部門

We have recently completed our large survey for Lyαemitting galaxies (LAEs) at z~7 with Subaru Prime
Focus Camera (Suprime-Cam) and Keck DEIMOS
spectrograph, and reported the results of the survey
widely in the world. Our results indicate that there areclear signatures of increasing neutral hydrogen fraction
towards z~7, but that the universe is still highly ionized atz~7. These results cast a riddle for the physics of cosmic
reionization. It is known that ionizing photons produced
by stars and galaxies are less than 1/3 of the amount ofionizing photons necessary for ionized universe at z~7.
The question is why the universe is ionized with the little
ionizing photons. It would be possible that the accuracyof our neutral hydrogen fraction measurement is nothigh enough, or that the previous studies miss a large
population of galaxies in the Suprime-Cam observations.
In fact, we have discovered a giant bright Lyα emitter,and the total ionizing photons produced by this kind of
object are unknown.
We plan to address these issues with the next generation
Subaru wide-field camera, Hyper Suprime-Cam (HSC),
that has the survey speed about an order of magnitude
faster than Suprime-Cam. HSC is developed by the
University of Tokyo, National Astronomical Observatoryof Japan, Princeton University, and Taiwanese institutes.
HSC saw first light in the fiscal year 2012, and the survey
observations have been started since 2014. Using thenarrowband filters that our group develops, we conduct
an order of magnitude larger survey for galaxies at z~7with HSC than our previous surveys with Suprime-Cam.
Observational Cosmology Group | 51

Astrophysics and Gravity Research DivisionWe study the early universe by deep multiwavelength observations. Armed with thestate-of-the art telescopes such as Subaru,
Hubble, Keck, and ALMA, we aim to push the today's
observational frontier towards the very high redshift
universe that no one has ever seen by observations.
Our goal is understanding physical processes of galaxy
formation at the early stage and the relevant event ofcosmic reionization.

Theory

理論
研究の目的

さまざまな対称性を持つ素粒子模型・宇宙模型◆素粒子標準模型の背後に存在すると期待される標準模型

る概念が自然界に存在することと強く結びついていることが分かっています。そのことから、現在素粒子論が抱える◆大統一理論と理論が予言する物理現象を理論的に探る

いくつかの問題についても何らかの未知の対称性が解決の◆超対称性を持つ素粒子模型を探る

鍵となっているのではないかと期待されています。例え◆物質の起源とその進化を理論的に探る

ば特に超対称性と呼ばれる新たな対称性が自然界に存在◆インフレーション宇宙模型を探るしていた場合、素粒子の標準模型の大きな問題の一つと考えられているいわゆる階層性問題が解決されます。また、研究内容

Peccei-Quinn 対称性に基づく Axion 模型は強い相互作用

電磁気力、弱い力、強い力をまとめる大統一理論

有力な解決策であると考えられています。このように現在において CP の破れが生じないいわゆる strong CP 問題の理論グループでは、様々な角度から素粒子と宇宙に関すの素粒子標準模型の背後には様々な対称性が存在することる理論的研究を行っています。素粒子物理学の一つの目的が期待されており、そのような対称性を持つ素粒子模型・は、我々の周りで起こっている現象を統一的に説明するこ宇宙模型の研究は理論グループの重要な研究テーマとなっとにあります。現在、我々の周りで起こっている現象は全ています。

本的な相互作用の組み合わせに帰着できることが分かってインフレーション宇宙模型

います。素粒子の標準模型では、さらにそれらのうち電磁素粒子の標準模型は、これまで私達人類が検証してきた気力と弱い力を元々は一つの同じ力であったとして統一的

素粒子の世界を非常に精密に記述していますが、一方で大に表現することに成功し、実験的にも非常に高い精度でそ統一理論や超対称標準模型といった標準模型の背後にあるの正しさが確かめられています。このような力の統一とい新しい物理法則の存在も強く期待されています。それらのう観点から、素粒子物理学の次の大きなステップとして電標準模型を越える物理法則を研究する上で、今日宇宙初期

磁気力、弱い力と強い力が元々一つの同じ力として統一さと天体研究は欠かせないものとなっています。我々の宇宙れる大統一理論の存在が期待されています。実際、それぞは今から約 140 億年前にビッグバンの大爆発で誕生したとれの力の強さを表す結合定数の精密測定の結果から、その考えられています。その誕生直後の宇宙は地球上では到底ような大統一理論がいままでに実験的に到達したことのな

再現されないような高温高密度状態にあり、様々な素粒子

いような高いエネルギー領域において存在する可能性を強が光速で飛び回っており、標準模型を超えた世界が実現さく示唆しています。現在の段階では大統一理論は単なる仮れていました。理論グループでは、大統一理論や超対称性説に過ぎませんが、様々な興味深い観測可能な現象や粒子理論を宇宙論に応用することによって、誕生間もない宇宙の性質、例えば陽子の崩壊やクォークとレプトンの質量ので起きる様々な素粒子現象を研究し、宇宙論の新たなパラ

関係、ニュートリノの質量構造を予言しており、それらのダイムであるインフレーション宇宙をはじめ、宇宙におけ実験による検証が待たれています。理論グループでは、大る物質の起源や暗黒物質・暗黒エネルギーの正体に関する統一理論に関連した様々な模型の理論的性質に関して、加研究を行い、誕生から現在に至る宇宙の進化を素粒子物理

速器実験や宇宙観測等を包括的に組み合わせることで研究の観点から統一的に理解することを目指しています。

を進めています。

宇宙には我々の知っている物質では説明できない未知の暗黒エネルギーや暗黒物質の存在が宇宙観測によって明らかになって来ています。理論グループでは暗黒物質等の正体を理論的側面、現象論的側面、宇宙論からの視点をとおして研究しています。

Theory Group | 53

Astrophysics and Gravity Research Divisionて電磁気力、弱い力、強い力、そして重力という四つの基

１ 研究内容について 宇宙基礎物理研究部門

を超えた物理を探る

素粒子の世界を司る法則は、いくつかの対称性と呼ばれ

















     





  

図 1 ダブル・インフレーションで生成される原始ブラックホール（PBH）の質量分布。実線が理論的予言を表し、オレンジの領域が観測の制限を表す。
質量の軽い PBH は宇宙の暗黒物質を説明し、質量が大きな PBH は重力波検出器 LIGO で見つかったイベントを説明できる。
Mass distribution of primordial black holes (PBHs). Solid curves represent the theoretical prediction and the orange shadows show the present observational
constraints. Light PBHs can account for dark matter of the universe and heavy PBHs can explain the gravitational wave events discovered by LIGO.

図 2 ガンマ線に対消滅するウィーノ型暗黒物質に対する CTA 実験で期待される感度曲線。ここでは矮小楕円体銀河 Ursa Major II, Coma Berenices,
Seque 1, Ursa Major I を 50 時間ずつ測定することを仮定。（黒：理論計算による対消滅断面積。青、紫、赤：矮小楕円体銀河からのガンマ線に対する
CTA 実験感度。imax は暗黒物質密度測定に用いる矮小銀河星の上限等級）
Sensitivity lines of CTA for Wino dark matter annihilating into two photons. Here, we assume 50 hours observation for the ultra-faint dwarf spheroidal
galaxies, Ursa Major II, Coma Berenices, Seque 1, and Ursa Major I. (Black line: the predicted annihilation cross section. Colored lines : The sensitivity linesof CTA for given upper bounds on the member star magnitude used to estimate the dark matter density in the dwarf spheroidal galaxies.)

54 | Theory GroupTheory

The aim of particle physics is to give a unified view on thevarious interactions around us. To date, all the known interactions
around us are successfully reduced into only four
fundamental interactions; the electromagnetic interaction, theweak interaction, the strong interaction, and the gravitational
interaction. The Standard Model of particle physics further unifies
the electromagnetic and the weak interactions and has passes
stringent experimental tests for more than two decades since thediscovery of the W and Z bosons.

The laws of particle physics are known to be strongly interrelated
to symmetries in nature. There are expectations that some newsymmetries would provide novel solutions to the unsolved
problems in the Standard Model. Supersymmetry is one of themost promising symmetries in this respect. Supersymmetry allows
a separation of the laws of physics at a low energy scale fromthose at a high energy scale, which solves the so-called hierarchy
problem of the Standard Model. The axion model based on the
Peccei-Quinn symmetry is also expected to solve the so-calledstrong CP problem. The phenomenological and cosmologicalaspects of physics with new symmetries are one of the mostimportant subjects for the Theory group.
The universe was created by a Big Bang fourteen billion years
ago. Immediately after its creation, the universe is considered to
be extremely hot and dense, and various elementary particles,
even those difficult to produce by present-day accelerators, havebeen present at this early epoch. The four forces were almost
indiscernible and higher symmetries should have emerged at thattime. Theory group is attempting to check the elementary particle
physics and/or cosmology by studying effects from interactionsof the elementary particles that have taken place at the early
universe.
The dark side of the universe is also an important subject ofparticle physics and cosmology. Recently, the existence of thedark side of the universe, i.e. dark energy and dark matter, hasbeen revealed by cosmological observations. Theory group is
studying what are the candidates for those dark unknown material
from theoretical, phenomenological and cosmological point ofview.
Theory Group | 55

Astrophysics and Gravity Research Division

With the success of the Standard Model as a unified theory, thenext big leap in particle physics will be the theory which unifies
the electroweak and the strong interactions, i.e. the grand unified
theory. In fact, the precise measurements of the strengths of theinteractions strongly suggest the grand unification at the very
high energy scale which we have not reached experimentally yet.
At present, the grand unification theories are mere theoretical
hypotheses, but the grand unified theories predict a lot ofinteresting physics, such as the decay of protons, the mass
relations between quarks and leptons and the structure of theneutrino masses. Theory group is studying theoretical aspectsof those phenomena related to the grand unified theory by
combining the results of the observations at collider experiments
and cosmological observations in a comprehensive manner.

１ 研究内容について 宇宙基礎物理研究部門

T

he theory group is studying various theoretical aspects
in elementary particle physics and cosmology.

実験施設について
Facilities

Overseas

主な実験施設Experimental Facilities

Telescope Array

カナリア高エネルギー宇宙物理観測研究施設
High Energy Astrophysics Facility in Canarias

CTA (North Site)

スペイン・カナリア諸島ラパルマにあるロケ・デ・ロス・
ムチャーチョス天文台 ( 標高2200 m)。 大 中 小 の チ ェ レンコフ望遠鏡群から成り、超高エネルギー宇宙ガンマ線を観測します。

アメリカ・ユタ州の砂漠地帯( 標高 1400 ｍ )。広大な面積の地表検出器と大気蛍光望
遠鏡によるハイブリット観測
により、超高エネルギー宇宙線の起源を探っています。

スペイン・カナリア諸島ラパルマに設置された宇宙観測のための拠点施
設。チェレンコフ宇宙望遠鏡によるガンマ線観測を支援しています。

p32

p62

p28

+
+

+

+

+
+
Tibet AS γ
CTA (South Site)

中国・チベット自治区のヤンパーチン高原 ( 標高 4300 m)。
37000 m2 の範囲に一定間隔で検出器を並べ、地下プールにも光センサーを置き、ガンマ線由来の空気シャワーを観測しています。
p36

チャカルタヤ宇宙物理観測所
Chacaltaya Observatory

チリ・アタカマ砂漠にあるパラナル天文台 ( 標高 2600 m)。
大中小のチェレンコフ望遠鏡
群から成り、超高エネルギー
宇宙ガンマ線を観測します。
p28

ボ リ ビ ア・ ラ パ ス 市郊 外 の
チャカルタヤ山 ( 標高 5300m)。銀河系内から飛来する
宇宙線のエネルギーの上限の確定を目指しています。
p66

58 | Experimetal Facilities

附属施設など
Facilities

Super-Kamiokande

神岡宇宙素粒子研究施設
Kamioka Observatory

KAGRA
重力波観測研究施設
KAGRA Observatory

岐阜県飛騨市神岡鉱山の地下
200 m。L 字型に直交する長さ 3 km のトンネルの中に、
大型低温重力波望遠鏡を設置し、重力波を直接検出します。 岐阜県飛騨市神岡町。大型低温重力波望遠鏡 KAGRA の本格稼働に向け
p44 て準備を進めており、重力波天文学のさらなる深化を目指しています。

p60

p61

XMASS

+
+
+

岐阜県飛騨市神岡鉱山の地
下 1000 m。 暗 黒 物 質 の 直
接観測を目指して建設された、835 kg の液体キセノンを 642 本の光センサーで球状に囲った検出器です。

+

+

p24

柏キャンパスKashiwa Campus
明野観測所
Akeno Observatory

乗鞍観測所
Norikura Observatory

岐阜県高山市の乗鞍岳 ( 標高 2770m)。宇宙線研究所の始まりの地です。現在は装置の性能試験や予備実
験などに利用されています。

山梨県北杜市明野町 ( 標高 900 m)。
高エネルギー空気シャワー観測実験が行われていました。現在は新しい装置の試験や組み立てなどで利用されています。

p64

p65

千葉県柏市の東京大学柏キャンパ
ス。 宇 宙 線 研 究 所 の 本 部 や、 宇 宙
ニュートリノ観測情報融合センターがあります。

Facilities | 59

Facilities

岐阜県飛騨市神岡鉱山の地下
1000 ｍ。直径・高さともに約 40 m の円筒形の水タンクと、壁を取り囲む約 13000
本の光センサーからなりま
岐阜県飛騨市神岡町。ニュートリノ
す。世界最大の地下ニュートなどの素粒子の観測を通じて、素粒
リノ観測装置です。
子物理学および宇宙物理学の研究を行っています。
p12

２ 研究施設についてJapan

神岡宇宙素粒子研究施設

研究内容
神岡鉱山内に設置された世界最大の水チェレンコフ検出器スーパーカミオカンデを用いて、ニュートリノや陽子崩壊に関する研究を行っています。1998 年には大気ニュートリノ振動を発見してニュートリノ質量の存在を明らかにしました。この成果により 2015 年には梶田隆章教授がノーベル物理学賞を受賞されました。2001 年にはカナダ
ＳＮＯ実験と共に太陽ニュートリノ振動を発見、2004 年には茨城県つくば市にある高エネルギー加速器研究機構から打ち込まれた人工ニュートリノを用いてニュートリノ振動を確認しました。また、2009 年には、茨城県東海村にある大強度陽子加速器（J-PARC）で生成された人工ニュートリノをスーパーカミオカンデに打ち込み、さらに精密にニュートリノ研究を行う T ２K 実験が始まり、2011 年にミューニュートリノが電子ニュートリノへ変化した兆候を世界に先駆けてとらえました。
同じ坑内では共同利用研究として、カルシウム 48 を用いた二重ベータ崩壊探索実験（CANDLES 実験）、方向に感度を持つ暗黒物質探索実験 (NEWAGE 実験 )、ダークマター
探索実験 XENON ｎ T の研究開発や将来のダークマター検出器開発研究、100 ｍレーザー干渉計による重力波及び地球物理の研究もおこなわれています。付近には専任スタッフや共同利用研究者のための研究棟、宿泊施設等があり、
24 時間体制で研究を行っています。

基本情報

Kamioka Observatory
Kamioka Observatory is located in Gifu prefecture, Japan.
The observatory was established in 1995 to operate SuperKamiokande, a 50,000-ton water Cherenkov detector located1000m underground (2700m.w.e) in the Kamioka Mine. SuperKamiokande discovered evidence for neutrino oscillations using
atmospheric neutrinos in 1998. Because of this discovery Prof.
Takaaki Kajita was awarded the Nobel Prize in Physics in 2015.
By comparing solar neutrino measurements at Super-Kamiokandewith the results from the SNO experiment in Canada, neutrino
oscillations were further established in 2001. In 2004 neutrino
oscillations were confirmed using manmade neutrinos produced bya proton accelerator at KEK. The T2K experiment, which utilizes
a new accelerator facility in Tokai village (J-PARC) for precision
neutrino studies, started in 2009 and observed the worldʼs firstindication of muon neutrinos oscillating into electron neutrinos in2011.
Several inter-university collaborative research projects, including
a double beta decay experiment using calcium-48 (CANDLES),a direction-sensitive dark matter search experiment (NEWAGE),
R&D for a dark matter search experiment (XENONnT), R&D forthe next generation of dark matter experiments, a 100m long laserinterferometer gravitational wave experiment and geophysicalmeasurements are underway as well.
Research offices, a computing facility and a dormitory for
researchers are located near the observatory allowing easy accessto the experimental facilities within the mine.

Information

Address 456 Higashi-Mozumi, Kamioka-cho, Hida-shi,
Gifu Prefecture 506-1205 JapanTEL
0578-85-2116
FAX
0578-85-9640
Building 2,195 m2
Land
95,523 m2
Altitude 350 m

Access・TOYAMA Airport → Bus(40 min.) → MOZUMI Bus Stop
→ Walk(1 min.)・TOYAMA Sta. → Bus(70 min.) → MOZUMI Bus Stop
→ Walk(1 min.)

猪谷駅

住所

〒 506-1205

TEL

0578-85-2116

FAX

0578-85-9640

土地95,523 m2（借入 93,118 m2）

建物

2,195 m2（借入 140 m2）

海抜

350 m

至富山

池ノ山

岐阜県飛騨市神岡町東茂住 456
研究施設

至神岡
至富山

アクセス

① 富山駅〈JR 高山本線・50 分〉猪谷駅〈バス・10 分〉
茂住バス停〈徒歩・1 分〉② 富山駅〈バス・70 分〉茂住バス停〈徒歩・1 分〉③ 富山空港〈バス・40 分〉茂住バス停〈徒歩・1 分〉

60 | Facilities

神岡宇宙素粒子
研究施設

重力波観測
研究施設

重力波観測研究施設

KAGRA Observatory

研究内容
神岡鉱山内に大型低温重力波望遠鏡 KAGRA を建設し、観測を行っています。この重力波望遠鏡は、地面振動の小さな地下に設置することで外乱を避け、サファイアミラーを極低温（20K）まで冷却して熱雑音を抑えることで、連星中性子星の合体イベントならば 7 億光年かなたのものまで観測できる感度を実現することが目標です。

In 2015, exactly 100 years after Einstein predicted gravitational
waves in the theory of general relativity, LIGO in the United States
detected gravitational waves from a binary black hole coalescence
event. KAGRA was completed in 2019, and observations started
in February 2020. A new goal is to create a gravitational wave
astronomy with an international collaboration. It is important todetermine the direction of the gravitational wave source with highaccuracy by the simultaneous observation by the international
network of Japan, USA, and Europe.

アインシュタインが重力波を予言した一般相対性理論の発表からちょうど 100 年目となる 2015 年、米国 LIGO が連星ブラックホールの合体イベントからの重力波をとらえました。これは人類初の重力波の直接観測として新聞等でも大きく取り上げられましたが、そのような状況の中、本施設は発足しました。KAGRA は 2019 年に完成し、2020
年 2 月に観測を開始しました。今後は、重力波天文学を国際共同で創成することが新たな目標となります。そのためには欧州 Virgo を加えた日米欧３拠点の国際ネットワーク
での同時観測をすすめ、重力波源の方向を精度良く定めることが重要となります。

基本情報
住所

〒 506-1205

TEL

0578-85-2343

FAX

0578-85-2346

土地39,327 m2（借入）建物

832 m2（借入 424 m2）

海抜

350 m

岐阜県飛騨市神岡町東茂住 238

Information

Address 238 Higashi-Mozumi, Kamioka-cho, Hida-shi,
Gifu Prefecture 506-1205 JapanTEL
0578-85-2343
FAX
0578-85-2346
Building 832 m2
Land
39,327 m2
Altitude 350 m

Access・TOYAMA Sta. → JR Takayama line(50 min.) → INOTANI Sta.
→ Bus(10 min.) → MOZUMI Bus Stop → Walk(5 min.)・TOYAMA Sta. → Bus(70 min.) → MOZUMI Bus Stop
→ Walk(5 min.)・TOYAMA Airport → Bus(40 min.) → MOZUMI Bus Stop
→ Walk(5 min.)アクセス① 富山駅〈JR 高山本線・50 分〉猪谷駅〈バス・10 分〉
茂住バス停〈徒歩・5 分〉② 富山駅〈バス・70 分〉茂住バス停〈徒歩・5 分〉③ 富山空港〈バス・40 分〉茂住バス停〈徒歩・5 分〉

Facilities | 61

Facilities

The main features of this gravitational wave telescope are that
it is located in an underground with low ground vibration to
avoid disturbances and that the sapphire mirror is cooled down
to cryogenic temperatures (20 K) to suppress thermal noise.
We aim to achieve the sensitivity to observe binary neutron star
coalescence events up to 700 million light years away.

２ 研究施設について

KAGRA Observatory is located in Gifu prefecture, Japan.
The observatory was established in 2016 to operate KAGRA
gravitational-wave telescope, which is a 3 km laser interferometerwith cryogenic sapphire mirrors, located 200 m underground site
in Mt. Ikenoyama.

カナリア高エネルギー宇宙物理観測研究施設

High Energy Astrophysics Facility in Canarias
High Energy Astrophysics Facility in Canarias, established on
April 1, 2019 in La Palma, Canary Islands, Spain is the actualbase of international collaborations on CTA (Cherenkov Telescope
Array) project co-hosted by CTA group of ICRR.

研究内容
宇宙線研究所附属研究施設「カナリア高エネルギー宇宙
物理観測研究施設」は、チェレンコフ宇宙ガンマ線グルー
プが主導し、日米欧の国際共同研究で進める CTA ( チェレンコフ・テレスコープ・アレイ ) プロジェクトの拠点であり、2019 年 4 月 1 日、スペイン・カナリア諸島ラパルマに設置されたものです。
CTA プ ロ ジ ェ ク ト は、 日 米 欧 を 中 心 と し た 31 ケ 国・1400 人以上の研究者からなる国際共同により、北・南半
球の両サイトに、従来の 10 倍の感度と広い光子エネルギー領域を観測する次世代ガンマ線望遠鏡のアレイを運用するものです。日本は、北半球サイトのラパルマに世界最高感度の大口径望遠鏡 (LST) ４基を建設・運用し、宇宙初期から現在に至るまでの高エネルギー現象を高感度で観測することを計画しており、2018 年 10 月に第１号基 (LST-1)が完成、試験運転を開始しました。
これらの望遠鏡の管理運用及び観測の実施と、現地での人材雇用などを行うために活動主体となる施設の確保と現地法人の設立が必要で、同施設は 2019 年 4 月 1 日、ラパルマにある IAC ( カナリア天体物理研究所 ) の CALP ( ラパルマ宇宙物理センター ) 内に設置されました。

62 | Facilities

The Cherenkov Telescope Array (CTA) is the next generation
ground-based observatory for gamma-ray astronomy at very-highenergies, participated by more than 1400 researchers from 31
countries. With more than 100 telescopes located in the northernand southern hemispheres, CTA will be the world’s largest andmost sensitive high-energy gamma-ray observatory. The CTAJapan consortium is making a significant contribution to theconstruction of Large-sized Telescopes (LSTs), four proto types ofwhich are planned to construct at northern hemisphere site in La
Palma. The first LST was completed and made the first light at theend of December in 2018.
Establishment of the local corporation assets were needed fordaily activities such as local procurement and employment tomanage and operate the site. High Energy Astrophysics Facility in
Canarias was established as a room inside the building of CALP(The Centro de Astrofísica en La Palma), a branch of IAC (Institutode Astrofisca de Canarias),

宇宙ニュートリノ観測情報融合センター

Research Center for Cosmic Neutrinos

研究内容
宇宙ニュートリノ観測情報融合センターは、ニュートリ

RCCN, together with the computer committee, oversees theoperation of the central computer system in ICRR. The computer
facility has high performance to analyze huge amount of data,and has been operated without any serious trouble since it was
upgraded in 2014. Since 2004, RCCN has been accepted interuniversity programs related to activities in the low-backgroundunderground facility also. In FY2018, we accepted 9 programs
related to these facilities.

ノ、および、関連する研究を行うことを目的として、平成11 年に設立されました。本センターのメンバーはスーパー
カミオカンデ実験に参加するとともに、スーパーカミオカ
ンデ、および、長基線ニュートリノ振動実験Ｔ２Ｋのニュートリノデータからニュートリノに関する知見を最大限にあげ、さらに、理論と実験の交流をはかるなどして、ニュートリノ研究の新たな道を探っています。また、スーパーカ
ミオカンデのニュートリノデータを最大限に生かすため、
大気ニュートリノのフラックスの研究なども行っています。

We have also contributed holding public lectures. Since JFY2009,
ICRR and the Kavli Institute for the Physics and Mathematics of
the Universe (Kavli-IPMU) have co-sponsored two public lectures
each year. The public lecture held in Spring is co-organized by
RCCN and the Public Relation Office of ICRR. The Spring public
lecture of FY2019 was held on April 13th, 2019. Two scientists
lectured on the recent progresses on the research for the primordial
black holes, and the LiteBIRD project aimed at discovering theprimordial gravitational waves.

更に、次世代大型実験であるハイパーカミオカンデ計画にも参加し、将来のニュートリノ研究を推進しています。
本センターは、本研究所の共同利用研究の役割も果たしています。一つは、計算機委員会と共に全国の宇宙線研究
者が本研究所の共同利用で使用される大型計算機システムの運用をしています。本計算機システムは、総数約 2700コアを持つ CPU、4 ペタバイトの大容量ディスクシステム、
18 ギガバイト／秒のデータ転送性能を持ち、大量のデータを高速で解析することが可能です。平成 25 年度に更新が行われて以来、安定に運用されています。また、平成 16
年度より宇宙線研究所の地下で行われている一次線共同利用研究の受け入れ窓口をつとめています。その他に、計算機利用のみの共同利用研究や将来計画等に関連した研究会の受け入れ窓口となっています。
平成 21 年以来宇宙線研究所はカブリ数物連携宇宙研究機構 (Kavli IPMU) と共同で年に春と夏で 2 回一般講演会を開催していますが、春については本センターが宇宙線研
究所広報室と共同で企画・実施をしています。2019 年度
は 4 月 13 日に開催され、2 名の講師によって「原始ブラックホール～宇宙最初の一秒間に生まれるブラックホール」と「宇宙が生まれた時～原始重力波が残してくれたプレゼント」のタイトルで講演が行われ、多くの方が講演に耳を傾けました。

Facilities | 63

Facilities

2019 年 4 月 13 日に柏市で開催された一般講演会の様子
A photo of the public lecture held in Kashiwa on April 13, 2019

２ 研究施設について

The Research Center for Cosmic Neutrinos (RCCN) wasestablished in April 1999. The main mission of this center isto promote researches related to neutrinos based on data fromvarious observations and experiments, and we have provided theoccasion to discuss theoretical ideas and experimental results onneutrino physics. Members of this center have been involved in
the Super-Kamiokande and T2K experiments, and contributing
precise measurements of neutrino oscillations. Also, we havebeen involved in Hyper-Kamiokande project, and worked on
the calculation of the atmospheric neutrino flux to have better
predictions of the neutrino flux.

乗鞍観測所

Norikura Observatory
Cosmic ray research in Mt.Norikura started with an experimentconducted by Osaka City University in Tatamidaira in 1949.
In the next year, the four institutions, Osaka City University,
Nagoya University, Kobe University, and Institute of Physicaland Chemical Research, established a lodge for cosmic-ray
experiments, called “Asahi Hut”, in Iwaitani based on the Asahi
Academic Grant. In August 1953, the Cosmic Ray Observatoryof The University of Tokyo was formally established as the firstJapanese joint-use research institute for universities. In 1976, theobservatory was reborn as the Institute for Cosmic Ray Research(ICRR), and the Norikura observatory became one of facilities of
ICRR.

研究内容
乗鞍における宇宙線研究の始まりは昭和 24 年に大阪市立大学が畳平で行った実験です。翌年には大阪市立大学、名古屋大学、神戸大学、理化学研究所の 4 機関が朝日新聞学術奨励金を受けて岩井谷の現在の場所に通称「朝日の小屋」
を建設し、宇宙線の研究にさらに弾みをつけました。昭和
28 年 8 月初めての全国の大学の共同利用のための研究機関として東京大学宇宙線観測所が正式に発足しました。昭和
51 年には今までの観測所は東京大学宇宙線研究所として生
まれ変わり、乗鞍観測所はその付属施設となり現在に至っています。
超高エネルギー領域での素粒子・核反応に関する研究、
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連した研究、太陽中性子に関連する研究、雷雲による宇宙線加速の研究等の最先端の宇宙線研究が行われてきました。また最近では、人工汚染の少ない高山でのエアロゾルを採取して、その大気圏での輸送機構や大気汚染・雲発生などの影響を調べる実験、温暖化・酸性雨などが高山の植生に及ぼす影響の調査など、地球環境に関する研究が盛んになっています。宇宙天体からの超高エネルギーガン
マ線を探索する予備実験や、宇宙線観測用望遠鏡の性能試
験など、高い標高や暗い夜間を利用した試験観測も行われています。近年の乗鞍観測所は、その特徴を生かして、色々な分野の研究者によって多目的に利用されています。

基本情報
住所

〒 506-2100

TEL

090-7721-5674

土地59,707 m （借入） 建物

1,655 m2（乗鞍観測所 )土地

2,303 m （借入） 建物

182 m2（鈴蘭連絡所 )標高2,770 m（平均気圧 720 hPa）

Information

Address Norikuradake, Nyukawa-cho, Takayama-shi,
Gifu Prefecture 506-2100 JapanTEL+81-90-7721-5674 +81-90-7408-6224
Altitude 2,770 m (average atmospheric pressure: 720 hPa)

Access・Matsumoto Sta. of JR Chuo Line → Matsumoto Dentetsu(30 min.) → Shinshimashima Sta. → Alpico Group Bus(2 hrs) → Bus terminal at the summit of Mt.Norikura→ Walk (25 min.) (Bus service: Jul. to early Oct.)
・Takayama Sta. of JR → Nohi Bus via Hirayu Onsen (2 hrs)
→ Bus terminal at the summit of Mt.Norikura→ Walk (25 min.) (Bus service: Jul. to early Oct.)

岐阜県高山市丹生川町乗鞍岳
090-7408-6224

2

2

The observatory has been hosting cutting-edge cosmic ray
researches, including the study of particle and nuclear interactions
in ultra-high energy regions, cosmic ray modulations by magnetic
fields and solar activities in the galaxy and the interplanetary
space, observation of solar neutrons and study of cosmic-ray
acceleration mechanism in thunderclouds. In addition, recent
activities include researches related to the Earth environments. For
examples, aerosols are observed in the unpolluted high mountainto study their transport mechanisms and their effect to air pollution
and cloud generation, and the green-house effect and acid rain arestudied by surveying alpine vegetation. Moreover, the observatory
is used for prototype experiments to search for very-high-energy
gamma-rays from the sky, and performance tests of cosmic-ray
telescopes, utilizing its high altitude and night-sky darkness. Thus
the Norikura observatory is working as a multi-purpose laboratory
used by researchers in various fields with its unique features.

アクセス

Takayama① JR 中央本線松本駅〈松本電鉄・30 分〉新島々駅〈アルピコ交通バス・1 時間〉乗鞍高原観光センター〈アルピコ交通バス・50 分〉乗鞍岳山頂（畳平）鈴蘭連絡所〈徒歩・25 分〉（※バスの運行期間は 7 月～ 10 月上旬）

辰野

② JR 高山本線高山駅〈濃飛バス・1 時間〉平湯温泉

JCT〈アルピコ交通バス・1 時間〉乗鞍岳山頂（畳平）〈徒歩・25 分〉（※バスの運行期間は 7 月～ 10 月上旬）

64 | Facilities

至神岡

To Kofu

明野観測所Akeno Observatory

明野観測所は昭和 52 年 4 月に発足しました。明野観測所では、1020 eV（10000 京電子ボルト）を超える極高エ
ネルギー空気シャワーを観測し、空気シャワーの発達や、宇宙における極高エネルギー宇宙線の発生起源を研究して来ました。主要装置の AGASA（明野広域空気シャワーア
レイ）は、平成 2 年から平成 16 年まで世界最大の空気シャワー観測装置として運用を行いました。現在、その観測は米国ユタ州に建設した、より大規模な複合装置 Telescope
Array (TA) に引き継がれています。観測所の諸設備は、ガAccess・Nirasaki Sta. of JR Chuo Line → Taxi (25 min.)ンマ線バースト、活動銀河核などの高エネルギー宇宙線加速源候補天体の観測、銀河宇宙線強度変動の研究、TA の観測支援、高エネルギー宇宙線・ガンマ線観測のための新しい装置の試験など、関連分野の共同利用研究に使われてい
ます。

基本情報
住所

〒 408-0201

TEL

0551-25-2301

FAX

0551-25-2303

土地

18,469 m2（借入）建物

2,843 m2

標高

900 m（平均気圧 910 hPa）

山梨県北杜市明野町浅尾 5259-440

アクセス

・JR 中央本線韮崎駅〈タクシー・25 分〉

Facilities | 65

Facilities

Information

Address 5259-440 Asao, Akeno-cho, Hokuto-shi, Yamanashi,
408-0201 JapanTEL+81-551-25-2301
FAX+81-551-25-2303
Land
18,469 m2
Building 2,843 m2
Altitude 900m (average atmospheric pressure: 910 hPa)

研究施設について

研究内容

２

The Akeno Observatory started in April 1977. At the Akeno
Observatory, extremely high-energy cosmic rays with energies
exceeding 1020 eV were observed by the AGASA (Akeno Giant
Air Shower Array) experiment. The AGASA had been in operation
as the world's largest air-shower array for 13 years since 1990,
but was terminated in January 2004, while handing over theobservation to its larger scale hybrid successor Telescope Array(TA) in Utah, USA. The observatory is now used for observationsof candidate sources of high-energy cosmic-ray acceleration such
as Gamma Ray Bursts and Active Galactic Nuclei, research forvariation of intensity of galactic cosmic rays, the support of TA,
the tests of new devices related to the observations of high energy
cosmic rays/gamma rays and the use by university collaborators inassociated fields.

チャカルタヤ宇宙物理観測所

Chacaltaya Observatory
Chacaltaya Observatory of Cosmic Physics has been jointly
operated with Bolivia since 1962 at Mt.Chacaltaya, Bolivia, as theworld-highest cosmic-ray laboratory (16˚21’S, 68˚08’W, 5300m
a.s.l.).
The air-shower experiment, BASJE (Bolivia Air Shower Joint
Experiment), aims to investigate the origin of primary cosmic rays
around and above the knee region ( 〜 1015 eV) by measuring themass composition, the energy spectrum and the arrival direction
distribution. As a result, the mass composition of primary cosmic
rays becomes heavier with the increasing energy up to the knee
region. This project is finished at the end of March, 2016.

研究内容
チャカルタヤ宇宙物理観測所は、南米ボリビア国立サンアンドレス大学物理学研究所の附属施設で、ラパス市郊外
30 km のチャカルタヤ山 ( 南緯 16°21'、西経 68°08'、
標高 5300 m) 頂上付近に位置する世界最高高度の宇宙線観測所として、昭和 37 年以来、日本・ボリビア共同空気シャワー実験（BASJE 実験）と、日本・ブラジル共同エマルショ
ンチェンバー実験が行われてきました。
後者は既に終了しましたが、前者（BASJE 実験）は空
気シャワー観測装置を更新しながら観測を継続してまいりました。その研究目的は、1013 eV 以上のエネルギー領域
における質量組成測定を主に行い、宇宙線起源を解明することです。その成果として、knee 領域 ( ～ 1015 eV) にかけて、一次宇宙線核種成分が軽核から重核へと移行していることを示しました。近年は、研究対象エネルギー領域を
1016 eV 以上に設定し、銀河系内起源宇宙線のエネルギー
上限の確定を目指して来ましたが、平成 28 年 3 月末をもって終了いたしました。
BASJE 実験の後を受けて、100 TeV（1014 eV）領域の宇宙ガンマ線の広視野連続観測を主目的とする ALPACA（Andes Large area PArticle detector for Cosmic ray
physics and Astronomy）実験計画の準備がチャカルタヤ
山の麓（標高 4740 m）で始まりました。knee 領域まで加速された銀河宇宙線が、その加速源である未知の宇宙加速器（PeVatron）周辺の物質と反応する際に生成される中性
パイ中間子が崩壊して生ずるガンマ線のエネルギーは 100
TeV 領域になります。したがって、100 TeV 領域ガンマ線の観測は未知の宇宙加速器の同定を行う際の鍵となる実験になります。
現在は小型の ALPACA、ALPAQUITA を建設中です。

66 | Experimetal Facilities

After the BASJE experiment, preparation of the ALPACA(Andes Large area PArticle detector for Cosmic ray physics
and Astronomy) experiment, which aims at wide field-of-view
observation of cosmic gamma rays in the 100 TeV region, started
at the foot of Mt. Chacaltaya (4740 m above sea level). The 100
TeV gamma rays are decay product of neutral pions produced
by primary cosmic rays accelerated up to the knee energy region
interacting with matter surrounding a yet-unidentified cosmic ray
accelerator (PeVatron). Therefore, observation of 100 TeV gamma
rays will be a key experiment to locate an unknown PeVatron.
Prototype of ALPACA, ALPAQUITA, is now under construction.

２ 研究施設について
Facilities

Facilities | 67

研究所についてInformation

沿革

東京大学宇宙線研究所は宇宙線の観測と研究とを様々な

平成 11 年度から、ニュートリノの質量をさらに詳しく

角度から行っている研究所です。前身は、昭和 25 年に朝調べるために、高エネルギー加速器研究機構からスーパー

日学術奨励金によって建てられた乗鞍岳の朝日小屋です。

カミオカンデに向けて人工ニュートリノを発射して調べる

これが昭和 28 年に東京大学宇宙線観測所となりました。

実験も始まりました。宇宙ニュートリノの観測情報を融合

この観測所は我が国初の全国共同利用研究機関でした。

して新たなニュートリノ研究の道を開くための、宇宙ニュートリノ観測情報融合センターも発足しました。さらに、オー昭和 32 年には IGY（国際地球観測年）の世界規模の観ストラリアの超高エネルギーガンマ線観測を大幅に充実さ測に参加し、早くも国際的活動が始まりました。この年にせるための科学研究費 COE 拠点研究も認められました。

空気シャワーの観測を始め、昭和 33 年にはエマルション
チェンバーによる観測を始めました。その後しばらくの間、
これらの観測装置による地道な観測が続けられました。

平成 15 年度から、最高エネルギー宇宙線の起源を詳しく調べるために、米国ユタ州での TA 実験が認められました。本格的な建設は平成 17 年度と平成 18 年度に行われ、

昭和 47 年になると、新たにミュートロン（電磁石スペ

平成 19 年度から観測が始まりました。

クトロメータ）の建設が始まり、実験設備が整って行きました。昭和 48 年には、学術振興会の事業であった２つの平成 16 年 4 月 1 日には、東京大学の法人化を機に研究国際研究が研究所の事業として吸収されました。一つはイ部を改変し、3 研究部門からなる研究体制となりました。

ンド・コラー金鉱の深地下実験で、もう一つはボリビア・チャ

平成 22 年 4 月 1 日には、新たに共同利用・共同研究拠点

カルタヤ山の高山実験です。 昭和 50 年にはミュートロン

とし認定され、共同利用研究を更に推進していくことになが完成し、続いて明野観測所の建設も始まりました。

りました。平成 22 年 7 月には、宇宙線研究所の将来計画の柱として研究開始が待たれていた大型低温重力波望遠鏡

昭和 51 年に、東京大学宇宙線観測所は東京大学宇宙線（後に「KAGRA」と命名）が文部科学省の最先端研究基盤

研究所となりました。ここには、昭和 31 年から同じよう事業の１つに選定され、建設がはじまりました。これを受な研究をしていた東京大学原子核研究所宇宙線部の 3 部門

けて、平成 23 年 4 月には重力波推進室を設置して建設をが吸収され、全部で 6 部門 1 施設の研究所として再出発し推進することになりました。

ました。昭和 52 年には明野観測所が正式に第二の附属施設となり、昭和 54 年には明野の 1 平方 km 空気シャワー

平成 22 年には、東海村の J-PARC とスーパーカミオカ

装置と富士山のエマルション・チェンバーができ、昭和 56

ンデ間のニュートリノ振動実験 T2K がはじまり、平成 23

年にはエマルション・チェンバーによる日中共同研究が始

年 6 月にはミューニュートリノが電子ニュートリノに振動

まりました。昭和 58 年には共同実験として神岡の陽子崩する新たな振動モードが存在する兆候を、そして平成 26

壊実験が始まり、一次宇宙線研究設備もできました。

年までには確かな証拠を得ました。

昭和 60 年代になると大きな実験結果が出始め、実験設

平成 24 年 3 月には、オーストラリアの超高エネルギー

備の拡充もさらに行われるようになりました。昭和 62 年

ガンマ線観測実験「カンガルー」を終了しました。そしには神岡で、世界で初めて超新星からのニュートリノをとて超高エネルギーガンマ線観測においては、平成 27 年にらえました。同じ年に明野では、100 平方 km 広域シャワー

CTA (Cherenkov Telescope Array) プロジェクトの大口

観測装置の建設がはじまりました。昭和 63 年には神岡で径チェレンコフ望遠鏡の１号機の設置をスペイン領カナリ

太陽ニュートリノ欠損を観測し、平成元年には乗鞍で太陽

ア諸島ラパルマで開始することになりました。

フレアーに伴う宇宙中性子線の大幅な増大を観測しました。
平成 2 年に明野の広域シャワー観測装置が完成し、平成 3

平成 28 年 4 月には、KAGRA の観測拠点となる重力波

年にスーパーカミオカンデの建設が始まりました。平成 4

観測研究施設が岐阜県飛騨市に発足しました。平成 30 年

年には共同実験のオーストラリアで、南半球では世界で初

11 月、宇宙線研究所が新たに国際共同利用・共同研究拠点

めて超高エネルギーガンマ線を観測しました。同じ年に、として認定され、国際的な共同利用研究を推進していくこ

研究所に新たに重力波の観測グループが加わりました。平

とになりました。平成 30 年 10 月、CTA プロジェクトの成 5 年には、チベットでエアシャワーガンマ線実験装置の大口径望遠鏡 1 号機が、スペイン領カナリア諸島ラパルマ

建設が始まりました。平成 6 年には明野で、理論上あり得に完成しました。平成 31 年 4 月に、プロジェクトの研究ないと思われていた最高エネルギーの大シャワーを観測し、拠点となる「カナリア高エネルギー宇宙物理観測研究施設」

神岡では、大気ニュートリノの異常を観測しました。平成

( ラパルマ ) が発足しました。

7 年には神岡が第三の附属施設として新たに出発し、神岡
宇宙素粒子研究施設となりました。平成 8 年にはスーパー

令和元年 10 月、KAGRA が完成し、令和 2 年 2 月から

カミオカンデが完成して本格観測が始まり、平成 10 年に重力波観測に向けた観測運転を開始しました。また、令和は 2 年間の観測結果として、ニュートリノに質量があると2 年次世代の超大型水チェレンコフ観測装置「ハイパーカ

発表しました。

ミオカンデ」計画が正式にスタートし、建設が始まりました。

70 | History

History

In 1972, the construction of Mutron (an electromagnetic
spectrometer) was commenced, improving the experimental
facilities. In 1973, two international projects of the Japan
Society for the Promotion of Science—a deep undergroundexperiment at Kolar Gold Mine in India and a highaltitude experiment on Mt. Chacaltaya in Bolivia—wereincorporated into the activities of the observatory. In 1975,
the construction of Mutron was completed. In the same year,
the construction of Akeno Observatory began.
In 1976, the Cosmic Ray Observatory was reorganized to
become the Institute for Cosmic Ray Research (ICRR).
ICRR absorbed the 3 sections of the Cosmic Ray Division of
the Institute for Nuclear Study of The University of Tokyo,
which had conducted similar research since 1956, to become
an institute comprising 6 divisions and 1 facility. In 1977,
the Akeno Observatory was formally recognized as a second
adjunct facility. In 1979, a square kilometer scale air-shower
detector array was installed at the Akeno Observatory, andan emulsion chamber on Mt. Fuji. In 1981, Japan-China
joint research was initiated using the emulsion chamber. In
1983, a proton decay experiment was started as a joint use
experiment in Kamioka, and the construction of facilities forstudying primary cosmic rays was completed.
From 1985 on, ICRR started to produce increasingly
significant experimental results, and further improved its
experimental equipment. In 1987, the Kamioka Observatory
succeeded to detect neutrinos from a supernova for the
first time in the world. In the same year, the constructionof a 100-square kilometer scale wide-area air-shower
detector was commenced at the Akeno Observatory. In
1988, the Kamioka Observatory observed a deficit of solar
neutrinos, and in 1989, the Norikura observatory observed
a considerable increase in cosmic neutrons in solar flares. In
1990, the construction of the wide-area air-shower detector
at the Akeno Observatory was completed. In 1991, theconstruction of Super-Kamiokande started. In 1992, thejoint use experiment in Australia observed ultra-high-energy
gamma rays for the first time in the southern hemisphere. In
the same year, a gravitational wave group joined ICRR. In
1993, the construction of the air-shower gamma-ray detector
started in Tibet. In 1994, the Akeno Observatory observed
a significant shower with its energy beyond the theoreticallimit, and the Kamioka Observatory detected an anomaly inatmospheric neutrinos. In 1995, the Kamioka Observatory

In 1999, in order to further study the masses of neutrinos,
ICRR started a long-baseline neutrino experiment in which
the Super-Kamiokande detected the neutrinos artificially
produced by an accelerator at the High Energy Accelerator
Research Organization. ICRR also established the ResearchCenter for Cosmic Neutrinos in the aim of paving the way
for new fields of neutrino research by integrating data andscientific ideas. Further, ICRR was granted a Scientific
Research Fund for a COE (Center of Excellence), which
helped significantly improve the ultra-high-energy gammaray telescopes in Australia.
In 2003, ICRR was granted a Scientific Research Fund toconstruct the Telescope Array(TA) experiment to investigate
the origin of extremely high-energy cosmic rays. After five
years of construction, TA started observation in 2008.
On April 1, 2004, The University of Tokyo became an
independent administrative entity, and ICRR was reorganized
to house 3 research divisions. On April 1, 2010, ICRR
renewed its inter-university research activities as a new "Joint
Usage/Research Center." In July 2010, the Large Cryogenic
Gravitational wave Telescope project named "KAGRA"
was approved by the "Leading-edge Research Infrastructure
Program" of MEXT. The construction of KAGRA began
in the same year. ICRR established the Gravitational Wave
Project Office on April 1, 2011 to promote the constructionof KAGRA.
In 2010, T2K, or Tokai to Kamioka Long Baseline Neutrino
Oscillation Experiment, started its operation, and in June
2011 observed the indication of a new type of neutrino
oscillation in which a muon neutrino transform into anelectron neutrino. The data from T2K show clear evidence
for muon-neutrino to electron neutrino oscillations by 2014.
In March 2012, very high-energy gamma-ray observatory inAustralia, the CANGAROO experiment, ended its operation.
The gamma-ray studies were taken over by the CTA(Cherenkov Telescope Array) project.
In April 2016, KAGRA Observatory was established in Hida
City, Gifu Prefecture as a base for the KAGRA project.
In November 2018, ICRR renewed its inter-university
research activities as an "International Joint Usage/ResearchCenter." In October 2018, the first Large Size Telescope (LST)of CTA project was completed at La Palma in Canary Islands,
Spain. High Energy Astrophysics Facility in Canarias wasestablished as a base for the project in April, 2019.
KAGRA, completed in October 2019, started its observation
for gravitational waves in February 2020. In February
2020, the budget for the first-year construction of HyperKamiokande was approved by the Japanese Diet, and theconstruction of Hyper-Kamiokande began.

History | 71

Information

In 1957, the observatory took a pioneering initiative tointernationalize, and participated in worldwide observation
experiments of the International Geophysical Year (IGY).
In the same year, the observatory started the air shower
observation, and in the following year, it started utilizing
an emulsion chamber for cosmic ray observations. Since
then, the observatory has operated observation experiments
steadily with these instruments.

became the third adjunct facility of ICRR. In 1996, theconstruction of Super-Kamiokande was completed, and thefull-scale observation began. In 1998, the Super-Kamiokandegroup reported, after two-year observation, that neutrinos
have masses.

３ 研究所について

The Institute for Cosmic Ray Research (ICRR) conducts
observational studies of cosmic rays from various aspects.
Its predecessor was an experimental hut called Asahi Hut,on Mt. Norikura built on an Asahi Academic Grant. In
1953, it developed into the Cosmic Ray Observatory of the
University of Tokyo. This observatory was the Japan's firstinter-university research facility.

年表

Timeline

1950

朝日学術奨励金によって乗鞍岳に朝日の小屋が建つ（木造 15 坪）
Asahi Hut (wooden structure; about 50 sq. meters)
was constructed on Mt. Norikura based on the Asahi
Bounty for Science.

1953. 8東京大学宇宙線観測所となる
Asahi Hut was incorporated into the Cosmic Ray
Observatory, The University of Tokyo.

1955. 8

乗鞍観測所の本館および研究設備が完成する
The main building and research facilities of the
Norikura Observatory were constructed.

1956

東京大学原子核研究所宇宙線部が発足（空気シャワー部とエマルション部）
The Cosmic Ray Division (composed of Air Shower
Section and Emulsion Section) was inaugurated at theInstitute for Nuclear Study, The University of Tokyo.

1957

乗鞍観測所が IGY（国際地球観測年）の観測に参加し、空気シャワーの観測を開始する
The Norikura Observatory participated in IGY(International Geophysical Year) activities, and began
air shower observation.

1958

エマルションチェンバーが観測を開始する
The emulsion chambers at Norikura Observatory
started operation.

1959

東京大学原子核研究所が空気シャワーの観測を開始する
Air shower observation started at the Institute for
Nuclear Study, The University of Tokyo.

1960

東京大学原子核研究所エマルション部が大型気球を開発
The Emulsion Section of the Institute for Nuclear
Study, The University of Tokyo, developed a largesize balloon.
学術振興会の海外特別事業（インド、ブラジル、
ボリビアの国際協力研究）が始まる
International projects of the Japan Society for
the Promotion of Science started (international
collaboration with India, Brazil and Bolivia).

1961
1966

1968

1972

東京大学原子核研究所エマルション部の気球事
業が宇宙航空研究所に移管される
The balloon project of Emulsion group of Institutefor Nuclear Study, The University of Tokyo, wastransferred to the Institute of Space and Aeronautical
Science.
東京大学原子核研究所エマルション部が富士山でエマルションチェンバーの観測を開始
The Emulsion Section of the Institute for Nuclear
Study, The University of Tokyo, started observation on
Mt. Fuji with emulsion chambers.
専任所長が着任する
A full-time director was appointed.

東京大学原子核研究所宇宙線部に宇宙物質研究部が発足
The cosmic material research section was establishedin the Cosmic Ray Division of the Institute for Nuclear
Study.

72 | Timeline

1974

専任事務長が着任する
A full-time chief administrator was appointed.

1975

ミュートロンが完成する
MUTRON was completed.
明野観測所の建設が始まる
The construction of the Akeno Observatory started.
超高エネルギー強相互作用部門が新設される
The ultra-high energy strong-interaction division was
newly established.

1976. 5超高エネルギー弱相互作用部門が新設される
The ultra-high energy weak-interaction division was
newly established.

国立学校設置法改正により東京大学宇宙線研究所となる
In the wake of the amendment of the National School
Establishment Law, the observatory was reorganized
into the Institute for Cosmic Ray Research (ICRR)
超高エネルギー強相互作用部門が第一第二部門に分かれ、東京大学原子核研究所からミュー中
間子測定・中間子物理学実験・宇宙線学が移管し、6 部門 1 観測所となる
The ultra-high energy strong-interaction division was
divided into two divisions, and the three divisionsof the Institute for Nuclear Study, The Universityof Tokyo (muon measurement, experimental meson
physics and cosmic ray study) were transferred to
ICRR. As the result, ICRR started out with 6 divisions
and 1 observatory.

1977. 4

明野観測所が附属施設となる
The Akeno observatory was established as one of the
ICRR facilities.

1978.10 明野観測所が開所式を行う

The Akeno Observatory performed the opening
ceremony.

1979

京都にて第 7 回宇宙線国際会議を開催する
The 7th International Cosmic Ray Conference washeld in Kyoto.

ミュートロンの建設が始まる
The construction of MUTRON was commenced.

1973

学術振興会の海外特別事業 ( インド、ブラジル、
ボリビアの国際協力研究 ) が移管される
The international projects of the Japan Society for the
Promotion of Science (with India, Brazil and Bolivia)
were incorporated.

明野に空気シャワー装置（1km2）が完成する
The Akeno 1km2 air shower detector was completed.
富士山エマルションチェンバー特別設備を建設
The special facility for emulsion chamber on Mt. Fuji
was constructed.
京都にて第 16 回宇宙線国際会議を開催する
The 16th International Cosmic Ray Conference washeld in Kyoto.

1981

エマルションチェンバーによる日中共同研究を開始する
Japan-China joint research on emulsion chamber
observations started.

1982

宇宙線計測部門 ( 客員 ) が新設される
The cosmic ray detection division (for guest
researchers) was newly established.

1983

神岡地下観測所が設立される (4 月 )The Kamioka Underground Observatory wasestablished (April).
神岡鉱山で陽子崩壊実験 ( カミオカンデ実験 ) を共同実験として開始する
The nucleon decay experiment, Kamiokande, started
in the Kamioka Mine as a collaborative research
project.
質量分析器を中心とした一次宇宙線研究設備を設置する
The primary cosmic ray research facility (i.e.
massspectrometer etc.) was installed.

年表

Timeline
将来計画検討小委員会 (I) が設置される
The first committee for future projects was organized.

1987

カミオカンデ実験が世界で初めて超新星からのニュートリノバーストを捕まえる
The Kamiokande detector observed a neutrino burst
from a supernova for the first time in history.

カミオカンデで大気ニュートリノの天頂角依存を観測
The zenith angle dependence of the atmospheric
neutrinos was observed at Kamiokande.

1995. 4

明野観測所で広域シャワー観測装置 AGASA の建
設始まる
The construction of the wide-area air shower detector,
AGASA, started at the Akeno Observatory.

1989

1990

1991

The completion ceremony of Super-Kamiokande washeld.

1996. 4

スーパーカミオカンデの本格観測が始まる
The full-scale operation of Super-Kamiokande began.

カミオカンデ実験が太陽からのニュートリノ欠損
を観測
The Kamiokande detector observed a deficit in solar
neutrino flux.

1997

チベットのエアシャワーガンマ線実験装置が完成する
The air shower gamma ray detector in Tibet wascompleted.

乗鞍観測所で太陽フレアーに伴う宇宙線の大幅増
大を観測
A significant increase of cosmic ray intensity
coincident with a solar flare was observed at the
Norikura Observatory.

1998. 6 スーパーカミオカンデによるニュートリノ質量の明野観測所に広域シャワー観測装置 AGASA が完成する
The wide area air shower detector, AGASA, wascompleted at Akeno Observatory.
スーパーカミオカンデの建設が始まる
T h e c o n s t r u c t i o n o f S u p e r- K a m i o k a n d e w a scommenced.
将来計画検討小委員会 (II) が設置される
The second committee for future projects wasorganized.

1992

11 スーパーカミオカンデの完成式を開催する

ニュートリノ宇宙物理学部門が新設され、宇宙線計測部門 ( 客員 ) が廃止される
The neutrino astrophysics division was newly
established, and the cosmic ray detection division (forguest researchers) was discontinued.
重力波グループがミュー中間子測定部門に加わる
The gravitational wave group joined in muon
measurement division at ICRR.
オーストラリアでカンガルー計画が始まる
The Cangaroo project started in Australia.
カンガルー計画が PSR1706-44 からの TeV ガ
ンマ線を観測する
The Cangaroo project observed TeV gamma raysfrom a pulsar (PSR1706-44).

1993

チベットでエアシャワーガンマ線実験装置の建設を開始
The construction of air shower gamma ray detector in
Tibet started.

1994

神岡に計算機棟が出来る
A computer center was built at Kamioka Observatory.
スーパーカミオカンデのための空洞掘削が完了する
The excavation for Super-Kamiokande was completed.
明野観測所で 2 × 1020 eV の大シャワーを観測する
A giant air shower with energy of 2×10 20 eV wasobserved at Akeno Observatory.
外部評価が実施される
An external evaluation of ICRR was conducted.

発見が正式に発表される
The Super-Kamiokande collaboration officiallyannounced the discovery of none-zero neutrino mass.

11

柏キャンパスの建設が始まる
The construction of the Kashiwa Campus wascommenced.

1999. 4 宇宙ニュートリノ観測情報融合センターを新設する (4 月 )The Research Center for Cosmic Neutrinos wasestablished.
オーストラリアでカンガルー計画 2 が始まる
The Cangaroo-2 began operation in Australia.
オーストラリアでカンガルー計画 3 が準備を開始する
Preparation of the Cangaroo-3 began in Australia.
科研費 COE 拠点形式プログラムにより超高エネ
ルギーガンマ線研究拠点が発足する
Ultra high energy gamma ray research foothold wasestablished.

2000. 2 外部評価が実施される

An external evaluation of ICRR was conducted.

3 柏キャンパスに全面移転する

ICRR moved to the Kashiwa Campus.

2001.11 スーパーカミオカンデで事故がで起こり、半数以上の光電子増倍管が壊れる
An accident occurred at the Super-Kamiokande,
destroying more than half of the photomultipliers.

2002.12 カミオカンデの成果をもとに、宇宙ニュートリノ

検出へのパイオニア的貢献により、小柴昌俊名誉教授がノーベル物理学賞を受賞する
Professor Emeritus Masatoshi Koshiba won the Novel
Prize in Physics for his pioneering contributions to thedetection of cosmic neutrinos, based on outcomes of
the Kamiokande experiment.

12 スーパーカミオカンデが部分復旧して、実験を再開する
The Super-Kamiokande was partially restored, andobservation resumed.

2003. 8 第 28 回宇宙線国際会議をつくばで開催する (8月)
The 28th International Cosmic Ray Conference washeld in Tsukuba.
テレスコープアレイの建設が始まる
The construction of the Telescope Array wascommenced.
Timeline | 73

Information

将来計画検討小委員会 (I) の答申が出る
The first committee for future projects submitted anevaluation report.

ニュートリノ宇宙物理学部門が廃止され、神岡宇宙素粒子研究施設が新設される
The neutrino astrophysics division was discontinued,
and the Kamioka Observatory for Cosmic Elementary
Particle Research was established.

３ 研究所について

1986

年表

Timeline
カンガルー計画 3 の 4 台の望遠鏡が完成する
Four telescopes for the Cangaroo-3 were completed.

2004. 4

国立大学が法人化されるJapanese national universities became independentadministrative agencies.
宇宙ニュートリノ研究部門、高エネルギー宇宙線研究部門、宇宙基礎物理研究部門の 3 研究部門となる
The research divisions of ICRR were reorganized
into the three divisions: Neutrino and Astroparticle
Division, High Energy Cosmic Ray Division, andAstrophysics and Gravity Division.
スーパーカミオカンデが完全復旧される
The restoration of the Super-Kamiokande wascompleted.

2006

10 外部評価が実施される (10 月 )An external evaluation of ICRR was conducted.
将来計画検討委員会 (III) が設置される
The Committee on Future Projects III was established.

2007

12 ニュートリノが質量を持つ事を示すニュートリノ

振動現象の発見により、所長の梶田隆章教授がノーベル物理学賞を受賞する
Director and Prof. Takaaki Kajita received theNobel Prize in Physics for the discovery of neutrino
oscillation, which shows neutrinos have mass.

2016. 4 重力波推進室が改組され重力波観測研究施設が発足する
The Gravitational Wave Project Office was reorganized
into the KAGRA observatory.

10 将来計画検討委員会 (V) が設置される

The Committee on Future Projects V was established.

2017.10 将来計画検討委員会 (V) の答申が出る

The Committee on Future Projects V submitted its
report.

11 宇宙線研究所が中心部局となり、東京大学次世代

ニュートリノ科学連携研究機構が発足する
Next-generation Neutrino Science Organization wasestablished. ICRR acts as the host institution.

8 将来計画検討委員会 (III) の答申が出る (8 月 )2018. 6 スーパーカミオカンデが SK-Gd 実験に向け、お2008

テレスコープアレイ実験の観測を開始する
The Telescope Array experiment started observation.

10 チェレンコフ・テレスコープアレイ（CTA）大2010

T2K 実験の最初のニュートリノをスーパーカミ
オカンデで観測する
The Super-Kamiokande detected the first neutrino
from the T2K experiment.

11 宇宙線研究所が国際共同利用・共同研究拠点に認The Committee on Future Projects III submitted its
report.

宇宙線研究所が共同利用・共同研究拠点として新
たな形で共同利用の推進を開始する
ICRR became a Joint Usage Research / Center,
renewing its existing function as an inter-university
research institute.
大型低温重力波望遠鏡（後に「KAGRA」と命名）が文部科学省の最先端研究基盤事業の一つに選定
され、建設が始まる
The Large Cryogenic Gravitational Wave Telescope(LCGT) was approved as a Leading-edge Research
Infrastructure Program by MEXT. The construction
started.

2011. 4

重力波推進室が設置される
The Gravitational Wave Project Office was established.

6 T2K 実験が電子ニュートリノ出現現象の兆候を捉える
The T2K experiment caught a sign of electron neutrino
appearance.

2012. 1 将来計画検討委員会 (IV) が設置される

The Committee on Future Projects IV was established.

3 オーストラリアのカンガルー実験が終了する
The Cangaroo experiment ended its operation.

2013. 1 外部評価が実施される

An external evaluation of ICRR was conducted.

9口径望遠鏡１号機がスペイン領カナリア諸島ラパ
ルマに完成する
The first Large Size Telescope (LST-1) of CTA project
was completed at La Palma in Canary Islands, Spain.
定される
ICRR was selected as one of the “International Joint
Usage Research / Centers”.

12 テレスコープアレイ（TA）実験の１０周年記念

式典を東京大学柏キャンパスで開催する
The 10th anniversary ceremony of Telescope Array
Project was held in Kashiwa Campus, The Universityof Tokyo.

2019. 2 テレスコープアレイ（TA）の拡張工事（TAx4）
が米国ユタ州で始まる
Extended construction of Telescope Array, named
TAx4, began in Utah State, USA.

4 カナリア高エネルギー宇宙物理観測研究施設が発足するHigh Energy Astrophysics Facility in Canarias wasestablished.

5 外部評価が実施される

An external evaluation of ICRR was conducted.

10 KAGRA の完成記念式典を実施する
KAGRA celebrated its completion.

2020. 2 ハイパーカミオカンデ計画を開始する

The Hyper-Kamiokande project is officially approved.

2 KAGRA が重力波の観測を開始する

KAGRA started observation for gravitational waves.

将来計画検討委員会 (IV) の答申が出る
The Committee on Future Projects IV submitted its
report.

2014. 7 KAGRA のためのトンネル掘削が完了する

The excavation of KAGRA tunnel was completed.

2015.10 CTA 大口径望遠鏡 1 号基の建設が始まる
The construction of the first CTA Large Size Telescope(LST) was commenced.
11 KAGRA 第一期実験施設が完成する

The construction for iKAGRA(initial KAGRA) wascompleted.

74 | Timeline

よそ 6 カ月の改修工事を実施する
Refurbishment work of Super-Kamiokande for SK-Gd
had been conducted for 6 months.

宇宙線観測所以前

宇宙線観測所の時代
宇宙線研究所

機構

Organization

組織図
Organization Chart

協議会

Board of Councilors

教授会

Faculty Council

Neutrino and Astroparticle Research Division

研究部

高エネルギー宇宙線研究部門

Research DivisionHigh Energy Cosmic Ray Research Division

宇宙基礎物理学研究部門

Astrophysics and Gravity Research Division

神岡宇宙素粒子研究施設
Kamioka Observatory

所長

KAGRA Observatory

研究施設

Director

カナリア高エネルギー宇宙物理観測研究施設

Research Facilities

High Energy Astrophysics facility in Canarias

宇宙ニュートリノ観測情報融合センター
Research Center for Cosmic Neutrinos

乗鞍観測所

Norikura Observatory

明野観測所

Akeno Observatory

副所長

事務部

Vice-Director

Administration Division

研究サポート室
広報室

運営委員会

Advisory Committee

協議会

宇宙線研究所の共同利用について協議する会で、所長の諮問によって集まります。所長の他、約 14 名の委員で構成されます。委員の構成は以下の通りです。 ①研究所の教
授又は准教授のうちで所長が命じた者 ②東大理学系研究科

Research Support OfficePublic Relations Office

共同利用研究運営委員会

Inter-University Research Advisory Committee

共同利用研究課題採択委員会 Inter-University Research Program Selection Committee

Board of Councilors
This is a board for having discussion about the joint use of ICRR,
and is summoned to meet upon the director’s request for advice.
This board is composed of the Director and about 14 othermembers.

長、東大理事又は副学長（研究担当）③国立天文台長、高エネルギー加速器研究機構素粒子原子核研究所長、京大基Faculty Council

礎物理学研究所長 ④大学内外の学識経験者のうちから所長

This is a board for deliberating important issues of ICRR, such as
the recommendation of an incoming director to the Chancellor of
the University of Tokyo and the appointment of staff members.
The council is composed of the director and all full-time
professors and associate professors of ICRR.

が委嘱した者。

教授会

次期所長や教員人事について審議を経て総長へ推薦した

り、研究所の重要な事項について審議する会です。 所長の他、研究所専任の全教授・准教授で構成されます。

Advisory Committee

運営委員会

and submitting them to the Faculty council. This committee iscomposed of about 14 researchers from both inside and outside
ICRR (more than half are from outside the University of Tokyo).

宇宙線研究所の運営について、計画案を作成し教授会に提出する委員会です。研究所内外の研究者約 14 名（東京
大学外の委員が半数以上）で構成されます。

共同利用研究運営委員会

共同利用研究を円滑に進めるための審議をし、運営委員

会に提案や報告をする委員会です。所内で選ばれた委員と所外からの学識経験者で構成されます（東京大学外の委員が半数以上）。

共同利用研究課題採択委員会

共同利用研究申請課題について、採択の適否を審議します。共同利用研究実施計画の原案を運営委員会に提出する委員会です。所内で選ばれた委員と所外からの学識経験者で構成されます（東京大学外の委員が半数以上）。

This is a committee for drawing up schemes for operating ICRRInter-University Research Advisory Committee
This is a committee for having discussions to facilitate interuniversity researches, and suggesting or reporting the results to theAdvisory Committee. This committee is composed of members
selected from inside ICRR, and outside members who haveacademic careers (more than half are from outside the Universityof Tokyo).

Inter-University Research Program Selection Committee
This is a committee for having discussions to select InterUniversity research programs from applications. This committee
is composed of members selected from inside ICRR, and outside
members who have academic careers (more than half are fromoutside the University of Tokyo).

Organization | 75

Information

重力波観測研究施設

３ 研究所について

宇宙ニュートリノ研究部門

委員会

Committees

協議会 Board of Councilors

1c

2c

3c

東京大学 宇宙線研究所
Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo
東京大学 宇宙線研究所
Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo
東京大学 宇宙線研究所
Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo
東京大学 宇宙線研究所
Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo東京大学大学院理学系研究科
Graduate School of Science, The University of Tokyo東京大学
The University of Tokyo高エネルギー加速器研究機構 素粒子原子核研究所
Institute of Particle and Nuclear Studies, KEK
京都大学 基礎物理学研究所
Yukawa Institute for Theoretical Physics, Kyoto University
自然科学研究機構 国立天文台
National Astronomical Observatory of Japan
早稲田大学理工学術院
Faculty of Science and Engineering, Waseda University

4c

OB

立命館大学 理工学部
College of Science and Engineering, Ritsumeikan University
東京大学大学院理学系研究科附属 ビッグバン宇宙国際研究センター
Research Center for the Early Universe, The University of Tokyo
宇宙科学研究所
Institute of Space and Astronautical Science
東京大学 素粒子物理国際研究センター
International Center for Elementary Particle Physics, The University of Tokyo
名古屋大学 宇宙地球環境研究所
Institute for Space-Earth Environmental Research, Nagoya University
東京大学 宇宙線研究所
Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo
東京大学 宇宙線研究所
Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo

as of April 1, 2020
所長
梶田 隆章
Director
KAJITA, Takaaki
教授
塩澤 真人
Professor
SHIOZAWA, Masato
教授
瀧田 正人
Professor
TAKITA, Masato
教授
川崎 雅裕
Professor
KAWASAKI, Masahiro
研究科長
星野 真弘
Dean
HOSHINO, Masahiro
理事・副学長
宮園浩平
Executive Vice President
MIYAZONO, Kohei
所長
徳宿 克夫
Director
TOKUSHUKU, Katsuo
所長
青木 愼也
Director
AOKI, Shinya
台長
常田 佐久
Director General
TSUNETA, Saku
名誉教授・招聘研究教授
鳥居 祥二
Professor Emeritus, Distiguished TORII, Shoji
Guest Research Professor
教授
森 正樹
MORI, Masaki
Professor
教授
横山 順一
Professor
YOKOYAMA, Junichi
教授
山田 亨
Professor
YAMADA,Toru
センター長
浅井 祥仁
Director
ASAI, Shoji
所長
草野 完也
Director
KUSANO, Kanya
副所長
中畑 雅行
Vice Director
NAKAHATA, Masayuki
副所長
佐川 宏行
Vice Director
SAGAWA, Hiroyuki

運営委員会 Advisory Committee
東京大学 宇宙線研究所
Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo高エネルギー加速器研究機構 理論センター
KEK Theory Center
京都大学 基礎物理学研究所
Yukawa Institute for Theoretical Physics, Kyoto University
東京理科大学 理工学部
Faculty of Science and Technology, Tokyo University of Science
高エネルギー加速器研究機構 素粒子原子核研究所
Institute of Particle and Nuclear Studies, KEK
東京大学大学院 理学系研究科
Graduate School of Science, The University of Tokyo
埼玉大学 理工学研究科
Graduate School of Science and Engineering, Saitama University
大阪市立大学大学院 理学研究科
Graduate School of Science, Osaka City University
東海大学 理学部
School of Science, Tokai University
名古屋大学 宇宙地球環境研究所
Institute for Space-Earth Environmental Research, Nagoya University
大阪市立大学大学院 理学研究科
Graduate School of Science, Osaka City University
東京大学 宇宙線研究所
Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo
東京大学 宇宙線研究所
Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo
東京大学 宇宙線研究所
Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo
東京大学 宇宙線研究所
Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo
東京大学 宇宙線研究所
Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo
東京大学 宇宙線研究所
Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo
東京大学 宇宙線研究所
Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo

76 | Committees

as of April 1, 2020所長
Director
教授
Professor
教授
Professor
教授
Professor
准教授
Associate Professor
教授
Professor
教授
Professor
教授
Professor
教授
Professor
教授
Professor
教授
Professor
副所長
Vice Director
副所長
Vice Director
教授
Professor
教授
Professor
教授
Professor
教授
Professor
教授
Professor

梶田 隆章
KAJITA, Takaaki
北野 龍一郎KITANO, Ryuichiro
井岡 邦仁
IOKA, Kunihito
石塚 正基
ISHITSUKA, Masaki
小沢 恭一郎OZAWA, Kyoichiro
横山 将志
YOKOYAMA, Masashi
田代 信
TASHIRO, Makoto
荻尾 彰一
OGIO, Shoichi
西嶋 恭司
NISHIJIMA, Kyoshi
伊藤 好孝
ITOW, Yoshitaka
神田 展行
KANDA, Nobuyuki
中畑 雅行
NAKAHATA, Masayuki
佐川 宏行
SAGAWA, Hiroyuki
川崎 雅裕
KAWASAKI, Masahiro
塩澤 真人
SHIOZAWA, Masato
瀧田 正人
TAKITA, Masato
大橋 正健
OHASHI, Masatake
手嶋 政廣
TESHIMA, Masahiro

委員会

Committees

共同利用研究運営委員会 Inter-University Research Advisory CommitteeOOB

as of April 1, 2020
伊藤 好孝
ITOW, Yoshitaka
麻生 洋一
ASO, Yoichi
森 正樹
MORI, Masaki
田島 宏康
TAJIMA, Hiroyasu
窪 秀利
KUBO, Hidetoshi
日比野 欣也HIBINO, Kinya
身内 賢太郎MIUCHI, Kentaro
常定 芳基
TUNESADA, Yoshiki
中畑 雅行
NAKAHATA, Masayuki
瀧田 正人
TAKITA, Masato
田越 秀行
TAGOSHI, Hideyuki
野田 浩司
NODA, Koji
内山 隆
UCHIYAMA, Takashi
梶田 隆章
KAJITA, Takaaki

共同利用研究課題選択委員会 Inter-University Research Program Selection Committee

as of April 1, 2020OB神戸大学大学院理学研究科
Graduate School of Science, Kobe University
富山大学大学院理工学研究部
Graduate School of Science and Engineering for Education, University of Toyama
大阪市立大学大学院理学研究科
Graduate School of Science, Osaka City University
武蔵野美術大学造形学部
Collage of Art and Design, Musashino Art University
東京大学宇宙線研究所
Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo
東京大学宇宙線研究所
Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo
東京大学宇宙線研究所
Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo
東京大学宇宙線研究所
Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo
東京大学宇宙線研究所
Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo

C

委員長

Chairperson

1c

第 1 委員The First Committee Member

O

幹事

Organizer

2c

第 2 委員The Second Committee Member

A

副幹事

Assistant Organizer

3c

第 3 委員The Third Committee MemberOB

オブザーバー Observer4c

第 4 委員The Fourth Committee Member

C

O

教授
Professor
准教授
Associate Professor
准教授
Associate Professor
准教授
Associate Professor
教授
Professor
教授
Professor
教授
Professor
准教授
Associate Professor
准教授
Associate Professor

竹内 康雄
TAKEUCHI, Yasuo
山元 一広
YAMAMOTO, Kazuhiro
常定 芳基
TUNESADA, Yoshiki
宮原 ひろ子MIYAHARA, Hiroko
大橋 正健
OHASHI, Masatake
佐川 宏行
SAGAWA, Hiroyuki
塩澤 真人
SHIOZAWA, Masato
浅野 勝晃
ASANO, Katsuaki
中山 祥英
NAKAYAMA, Shoei

Committees | 77

Information

3c

教授
Professor
准教授
Associate Professor
教授
Professor
教授
Professor
准教授
Associate Professor
教授
Professor
准教授
Associate Professor
准教授
Associate Professor
教授
Professor
教授
Professor
教授
Professor
准教授
Associate Professor
准教授
Associate Professor
所長
Director

３ 研究所についてC

名古屋大学宇宙地球環境研究所
Institute for Space-Earth Environmental Research, Nagoya University
自然科学研究機構 国立天文台
National Astronomical Observatory of Japan
立命館大学 理工学部
College of Science and Engineering, Ritsumeikan University
名古屋大学宇宙地球環境研究所
Institute for Space-Earth Environmental Research, Nagoya University
京都大学理学研究科
Faculty of Science, Kyoto University
神奈川大学工学部
Faculty of Engineering, Kanagawa University
神戸大学大学院理学研究科
Graduate School of Science, Kobe University
大阪市立大学大学院理学研究科
Graduate School of Science, Osaka City University
東京大学 宇宙線研究所
Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo
東京大学 宇宙線研究所
Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo
東京大学 宇宙線研究所
Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo
東京大学 宇宙線研究所
Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo
東京大学 宇宙線研究所
Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo
東京大学 宇宙線研究所
Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo

教職員

Staff

歴代代表者
Past Representatives

乗鞍観測所
Norikura Observatory

宇宙線観測所
Cosmic Ray Observatory所長
Director
所長
Director（事務取扱）(Acting)（事務取扱）(Acting)
所長
Director
所長
Director
所長
Director

平田 森三
HIRATA, Morizo
菊池 正士
KIKUCHI, Seishi
野中 到
NONAKA, Itaru
熊谷 寛夫
KUMAGAI, Hiroo
野中 到
NONAKA, Itaru
菅 浩一
SUGA, Kouichi
三宅 三郎
MIYAKE, Saburo

1953.8.1~1955.8.31
1955.9.1~1959.9.21
1959.9.22~1960.7.31
1960.8.1~1960.11.30
1960.12.1~1970.3.31
1970.4.1~1972.3.31
1972.4.1~1976.5.24

宇宙線研究所
Institute for Cosmic Ray Research
所長
Director
所長
Director
所長
Director（事務取扱）(Acting)
所長
Director
所長
Director
所長
Director
所長
Director
副所長
Vice Director
副所長
Vice Director
所長
Director
副所長
Vice Director
副所長
Vice Director
副所長
Vice Director
副所長
Vice Director

三宅 三郎
MIYAKE, Saburo
鎌田 甲一
KAMATA, Kouichi
近藤 一郎
KONDO, Ichiro
棚橋 五郎
TANAHASHI, Goro
荒船 次郎
ARAFUNE, Jiro
戸塚 洋二
TOTSUKA, Yoji
吉村 太彦
YOSHIMURA, Motohiko
鈴木 洋一郎SUZUKI, Yoichiro
黒田 和明
KURODA, Kazuaki
福島 正己
FUKUSHIMA, Masaki
梶田 隆章
KAJITA, Takaaki
寺澤 敏夫
TERASAWA, Toshio
中畑 雅行
NAKAHATA, Masayuki
川崎 雅裕
KAWASAKI, Masahiro
佐川 宏行
SAGAWA, Hiroyuki

1976.5.25~1984.3.31
1984.4.1~1986.3.31
1986.4.1~1987.3.31
1987.4.1~1987.4.30
1987.5.1~1997.3.31
1997.4.1~2001.3.31
2001.4.1~2004.3.31
2004.4.1~2008.3.31
2004.4.1~2008.3.31
2008.4.1~2012.3.31
2008.4.1~
2012.4.1~2016.3.31（事務取扱）(Acting)
所長
Director
所長
Director
所長
Director
所長
Director

2016.4.1~2020.3.31
2020.4.1~

1976.5.25~1977.2.28
1977.3.1~1987.3.31
1987.4.1~2000.3.31
2000.4.1~2003.3.31
2003.4.1~

明野観測所
Akeno Observatory所長
Director
所長
Director
所長
Director
所長
Director
所長
Director
所長
Director

鎌田 甲一
KAMATA, Kouichi
棚橋 五郎
TANAHASHI, Goro永野 元彦
NAGANO, Motohiko
手嶋 政廣
TESHIMA, Masahiro
福島 正己
FUKUSHIMA, Masaki
佐川 宏行
SAGAWA, Hiroyuki

1977.4.18~1984.3.31
1984.4.1~1988.3.31
1988.4.1~1998.3.31
1998.4.1~2002.12.31
2003.1.1~2012.3.31
2012.4.1~

神岡宇宙素粒子研究施設
Kamioka Observatory
施設長
Director
施設長
Director
施設長
Director

戸塚 洋二
TOTSUKA, Yoji
鈴木 洋一郎SUZUKI, Yoichiro
中畑 雅行
NAKAHATA, Masayuki

1995.4.1~2002.9.30
2002.10.1~2014.3.31
2014.4.1~

宇宙ニュートリノ観測情報融合センター
Research Center for Cosmic Neutrinos
センター長
Director
センター長
Director

梶田 隆章
KAJITA, Takaaki
奥村 公宏
OKUMURA, Kimihiro

1999.4.1~2016.3.31
2016.4.1~

重力波観測研究施設
KAGRA Observatory
施設長
Director

2015.12.1~

三宅 三郎
MIYAKE, Saburo
近藤 一郎
KONDO, Ichiro
湯田 利典
YUDA, Toshinori
福島 正己
FUKUSHIMA, Masaki
瀧田 正人
TAKITA, Masato

大橋 正健
OHASHI, Masatake2016.4.1~

カナリア高エネルギー宇宙物理観測研究施設
High Energy Astrophysics facility in Canarias
施設長
Director

手嶋 政廣
TESHIMA, Masahiro

2019.4.1~

教職員数
Number of Staff
教授
Professor[7]11

as of May 1, 2020准教授
Associate
Professor

[3]

19

<1>

助教
Research
Associate29(3) <6>

研究員
Research
Fellow

23(3) <5>

技術職員
Technical
Staff

事務職員
Administrative
Staff

非常勤職員
Adjunct
Staff

合計
Total

16
(2)

17
(5)

45
(33)

160
[10] (46) <12>

[ ]：客員（外数） ( )：女性（内数）〈 〉：外国人（内数）The numbers shown inside [ ],( ),< > are numbers of guest members, female staff and foreign staff respectively.

78 | Staff

予算

Budget

歳出決算額
Annual Expenditures

千円 thousand yen

FY2015FY2016FY2017FY2018FY2019684,000

683,000

779,000

823,000

872,000

物件費
Non-personal Expenses

1,595,000

1,288,000

1,514,000

1,729,000

1,611,000

合計
Total

2,279,000

1,971,000

2,293,000

2,552,000

2,483,000

人件費
Personal Expenses

区分
Category（

FY2015FY2016FY2017FY2018FY2019201 (1)300 (1)1300 (2)

0 (0)

0 (0)

13,500 (1)

0 (0)

0 (0)

0 (0)

1,966 (1)

0 (0)

0 (0)

17,765 (2)1,960 (3)3,387 (2)18,182 (2)62,421 (410)

49,911 (184)22,728 (141)

民間等との共同研究
Joint Research with the Private Sector
受託研究
Entrusted Research
奨学寄附金
Donation for Scholarly Development
基金
Foundation-

科学研究費助成事業の受入金額
Grants-in-aid for Scientific Research
種目
Category

千円 thousand yen）は受入件数 The number of ( ) represents quantity（

千円 thousand yen）は受入件数 The number of ( ) represents quantity

FY2015FY2016FY2017FY2018FY2019特別推進研究Specially Promoted Research

331,100 (4)432,600 (4)287,900 (3)102,100 (3)17,800 (1)新学術領域研究
Scientific Research on Priority Area

89,300 (3)116,100 (3)89,400 (5)134,000 (7)165,700 (7)基盤研究 (S)Scientific Research (S)

0 (0)

0 (0)

34,700 (1)35,600 (1)29,700 (1)基盤研究 (A)Scientific Research (A)27,087 (3)21,200 (2)10,400 (2)13,200 (2)49,700 (4)基盤研究 (B)
Scientific Research (B)15,600(4)17,100 (5)22,100 (5)14,700 (4)16,400 (4)基盤研究 (C)Scientific Research (C)6,400 (7)10,100 (7)8,100 (8)11,200 (9)8,300 (7)

若手研究 (A)Grant-in-Aid for Young Scientist (A)14,200 (3)16,500 (3)8,300 (3)2,700 (1)0 (0) ※公募終了

若手研究 (B)
Grant-in-Aid for Young Scientist (B)14,200 (10)9,000 (9)6,600 (9)3,500 (4)200 (1)

若手研究
Grant-in-Aid for Young Scientist

-

-

-

6,000 (3)6,900 (6)

挑戦的研究（開拓）Challenging Research (Pioneering)--

6,600 (1)4,400 (1)5,700 (1)

挑戦的萌芽研究
Challenging Exploratory Research

3,000 (3)2,300 (3)900 (2)0 (0) ※公募終了

0 (0) ※公募終了

0 (0)1,200 (1)800 (1)2,300 (2)3,000 (3)---3,300 (1)6,700 (2)499,787 (37)626,100 (37)475,800 (40)333,000 (38)

310,100 (37)

研究活動スタート支援
Research Activity Start-up
国際共同研究加速基金 ( 国際共同研究強化 (B))
Fund for Promotion of Joint International Research(Fostering Joint International Research (B))
合計
Total

Budget | 79

Information

外部資金等の受入金額
External Funds, etc.

３ 研究所について

区分
Category共同利用研究・教育Inter-University Research and Education

共同利用研究Inter-University Research Program(Joint Usage/Research Center)
東京大学宇宙線研究所は、共同利用・共同研究拠点として、

ICRR, as one of the "Joint Usage/Research Centers," hashosted Inter-University Research at Kamioka Observatory,
KAGRA Observatory, Norikura Observatory, Akeno
Observatory, and Kashiwa Campus. In 2018, ICRR was
selected as one of the "International Joint Usage/ResearchCenters", and started to accept applications from international
researchers. The Joint Usage/Research programs are selectedby the Advisory Committee and the Program Selection
Committee.

柏キャンパス、神岡宇宙素粒子研究施設、重力波観測研究
施設、乗鞍観測所、明野観測所などの付属施設で共同利用研究を行って来ました。さらに、2018 年には国際共同利用・共同研究拠点として認定されました。これらの共同利用研
究は年度ごとに国内外の研究者から公募し、共同利用研究の運営委員会及び課題採択委員会が採択を行います。

2019 年度 国内公募 利用状況
FY2019 Results of Domestic Application

申請件数
Applications

採択件数
Successful Applications

述べ研究者数
Total Researchers

宇宙ニュートリノ研究部門
Neutrino and Astroparticle Research Division

44 (44)44 (44)1187 (1187)

高エネルギー宇宙線研究部門
High Energy Cosmic Ray Research Division

56 [9]

56 [9]

1227 [104]

宇宙基礎物理学研究部門
Astrophysics and Gravity Research Division22 <18>22 <18>634 <559>

宇宙ニュートリノ観測情報融合センター
Research Center for Cosmic Neutrinos

11

11

86

申請件数
Applications

採択件数
Successful Applications

述べ研究者数
Total Researchers

宇宙ニュートリノ研究部門
Neutrino and Astroparticle Research Division

7 (4)

7 (4)

35 (25)高エネルギー宇宙線研究部門
High Energy Cosmic Ray Research Division

8 [0]

8 [0]

67 [0]

宇宙基礎物理学研究部門
Astrophysics and Gravity Research Division

9 <7>

9 <7>

78 <65>

宇宙ニュートリノ観測情報融合センター
Research Center for Cosmic Neutrinos

0

0

0

2019 年度 国際公募 利用状況
FY2019 Results of International Application（ ）は神岡宇宙素粒子研究施設の内数、[ ] は乗鞍観測所の内数、< > は重力波観測研究施設の内数( ) : Kamioka Observatory, [ ] : Norikura Observatory, and < > : KAGRA Obsevatory

大学院教育
Education
東京大学字宙線研究所は、東京大学理学系研究科物理学
及び天文学専攻課程の一環として大学院学生を受け入れ研
究指導をするとともに、大学院の講義も担当しています。
教養学部学生を対象に、全学一般教育ゼミナールも実施しています。また東京大学大学院の一環として、国内外の他
大学の大学院生を、特別聴講生、特別研究生、外国人研究生として受け入れる道も開いています。東京大学宇宙線研
究所の大学院学生受入数は以下のとおりです。

ICRR accepts graduate students, and also delivers lectures
for them as a part of the Graduate School of Science, The
University of Tokyo. ICRR also conducts liberal seminars
for undergraduate students. ICRR also accepts graduate
students from other universities inside and outside Japan as
special listeners, special researchers, and foreign researchers,
as the graduate school of The University of Tokyo. The
table lists the number of graduate students accepted by
ICRR in recent years.

FY2016FY2017FY2018FY2019FY202033 (2)

32 (0)

34 (1)

35 (2)

37 (3)

博士課程
Doctorʼs Course

25 (2)

33 (3)

37 (3)

33 (1)

23 (1)

合計Total

58 (4)

65 (3)

71 (4)

68 (3)

60 (4)

修士課程
Masterʼs Course（ ）はうち女性
The number of ( ) represents female students.

80 | Inter-University Research and Education

国際交流International Exchange

国際交流プロジェクト
International Project

国際学術交流協定締結機関名
Academic Exchange Agreement

ボリビアのチャカルタヤ山腹では、空気シャワー観測装置を用いた高エネルギー宇宙線実験が推進されています。
On the Mt. Chacaltaya plateau, studies on high-energy cosmic rays arepromoted, using an air shower array.

ボリビアサンアンドレス大学（ボリビア）
Universidad Mayor de San Andrés (Bolivia)

1995

ユタ大学理学部（米国）College of Science, University of Utah (US)1995

カリフォルニア大学アーバイン校物理科学部（米国）
School of Physical Sciences, the University of California, Irvine (US)1995

ボストン大学大学院文理学研究科（米国）Graduate School of Art and Sciences, Boston University (US)2001

ロシア科学アカデミー原子核研究所（ロシア）
INR, Russian Academy of Science (Russia)

チベット空気シャワープロジェクト (Tibet ASγ Experiment)
チベットの羊八井（ヤンパーチン ) 高原では空気シャワー観測装置を用いて高エネルギー宇宙線実験を行っています。
On Yangbajing Plateau in Tibet, experimental studies on high energy cosmic
rays are conducted using air-shower detector.

西オーストラリア大学生命物理科学部（オーストラリア）
2001 Faculty of Life and Physical Sciences, the University of Western
Australia (Australia)

テレスコープアレイプロジェクト (Telescope Array Project)
アメリカのユタでは、大気蛍光望遠鏡を用いて最高エネルギーの宇宙線の観測・研究を行っています。
In Utah, USA, observational studies of ultra high-energy cosmic rays are
conducted.
スーパーカミオカンデプロジェクト (Super-Kamiokande Project)

2009

カリフォルニア工科大学 LIGO 研究所（米国）
CIT LIGO Laboratory, California Institute of Technology (US)2011

バーゴ共同研究組織（イタリア）
European Gravitational Observatory / The Virgo Collaboration (Italy)

上海師範大学（中国）2011 The Shanghai United Center for Astrophysics Shanghai Normal
University (China)

神岡宇宙素粒子研究施設では、スーパーカミオカンデを用いて、ニュートリノ振動や陽子崩壊の探索などの研究を行っています。10 カ国の研究者が共同研究に参加しています。
At Kamioka observatory, studies on neutrino oscillation and proton decay are
conducted with Super-Kamiokande detector. Researchers from 10 countries
have joined the project.
ハイパーカミオカンデプロジェクト (Hyper-Kamiokande Project)

2011

グラスゴー大学重力研究所（米国）
Institute for Gravitational Research, University of Glasgow (US)2011

国立精華大学理学部（台湾）College of Science, National Tsing Hua University (Taiwan)
中国科学院上海セラミック研究所人工結晶研究センター（中国）

神岡宇宙素粒子研究施設では、ニュートリノ・核子崩壊探索のための次世代装置の建設を進めています。１８カ国の研究者が共同研究に参加しています。

2012 The SICCAS-GCL Research & Development Center,
The Shanghai Institute of Ceramics, Chinese Academy of Sciences(China)At Kamioka Observatory, the next generation detector for neutrino andnucleon decay experiment, Hyper-Kamiokande is under construction.
Researchers from 18 countries join the project.

サニオ大学工学部（イタリア）
2012 Department of Engineering, The University of Sannio at Benevento(Italy)
中国科学院国家天文台（中国）2012 National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences(China)XMASS プロジェクト (XMASS Project)
神岡宇宙素粒子研究施設では、液体キセノン検出器 XMASS で得たデータを用いて、ダークマター検出や未知現象の発見を目指しています。日本、韓国、中国の研究者が参加しています。
At Kamioka Observatory, searches for dark matter and other unknown
phenomena using XMASS data are ongoing. Researchers from Japan, Korea
and China have joined the project.
KAGRA プロジェクト (KAGRA Project)
重力波観測研究施設では、大型低温重力波望遠鏡「KAGRA」を建設し、運用しています。14 カ国の研究者が共同研究に参加しています。
The KAGRA observatory has constructed and operates the Large-scale
Cryogenic Gravitational wave Telescope (KAGRA). Researchers from 14
countries are involved in the international research project.
CTA プロジェクト (Cherenkov Telescope Array Project)
スペイン・カナリア諸島のラパルマとチリ・パラナルでは、高エネル
ギーガンマ線天体物理学の研究を行うために、チェレンコフテレス
コープアレイ（CTA）の建設を進めています。31 カ国の研究者が共同研究に参加しています。
On Canary Islands, Spain and at Paranal, Chile, construction of theCherenkov Telescope Array (CTA) is proceeding to study about very highenergy gamma-ray astrophysics. Researchers from 31 countries have joined
the project.

受入外国人研究員数
The Number of Accepted Foreign Researchers
2015

2016

2017

2018

2019

アジア (Asia)

27

35

26

29

48

オセアニア (Oceania)

2

1

0

1

0

中南米 (Latin America)

0

1

0

0

0

北米 (North America)

54

46

37

32

40

ヨーロッパ (Europe)

13

19

13

22

31

合計 Total

96

102

76

84

119

2013

マドリッド自治大学理学部（スペイン）
The Faculty Sciences, Autonomous University of Madrid (Spain)

2015

カナリー宇宙物理学研究所（スペイン）
Instituto de Astrofísica de Canarias (Spain)

2017

中央研究員物理研究所（台湾）
Institute of Physics Academia Sinia (Taiwan)

2017

マックスプランク物理学研究所（ドイツ）Max Plank Institute for Physics(Germany)

成均館大学校自然科学大学宇宙線研究センター（韓国）2017 Sungkyunkwan University, College of Science, Center for Cosmic Ray
Research (Korea)
2018

ポーランド国立原子核研究センター（ポーランド）
National Centre for Nuclear Research, Poland

2018

カナリー宇宙物理学研究所（スペイン）
Instituto de Astrofísica de Canarias (Spain)2018

トライアンフ ( カナダ )TRIUMF (Canada)

2018

国立中央大学物理学科 ( 台湾 )Physics Department, National Central University (Taiwan)

2018

清華大学物理工学系（中国）Tsinghua University (China)

2018

ペルージャ大学物理・地質学科（イタリア）
The University of Perugia (Italy)

中国科学院武漢物理・数学研究所（中国）2019 Wuhan Institute of Physics and Mathematics,Chinese Academy of
Sciences (China)
台湾ナショナルスーパーコンピューターセンター
・国家実験研究院 ( 台湾 )2019 National
Center for High-performance Computing(NCHC), National
Applied Research Laboratories (NARLabs) (Taiwan)

共同利用研究に参加している外国人研究員を含めると、2019 年度で延べ 3,235 人に上ります。
Adding up the number of foreign researchers joined ICRR interuniversity research projects, the total comes to 3,235 in 2019.
International Exchange | 81

Information

1981

３ 研究所について

アルパカプロジェクト (ALPACA Project)

広報

Public Relations

イベント
Events
カブリ IPMU との合同一般講演会
ICRR×Kavli IPMU Public Lecture

刊行物
Publication

春・秋

ICRR ニュース
ICRR NEWS
宇宙線研究所の今を伝える

ICRR NEWS
Explore Universe and Elementary Particles with Multi-Messengers.

No.

107
2020

WINTER & SPRINGKAGRA のコントロールルームで連続運転開始を喜ぶ研究者たち

宇宙線研究所が、カブリ数物連携宇宙研究機構と協力して、
毎年春と秋に開催しているトークイベントです。

宇宙線研究所のトピックスを伝える季刊誌。年に 4 回ほど
日本語で発行しています。

柏キャンパス一般公開
Open Campus

ICRR 要覧
ICRR CATALOGUE

10 月

毎年 10 月に開かれる柏キャンパス一般公開に合わせ、サ
イエンスカフェやワークショップなどを開催しています。

宇宙線研究所の研究プロジェクトや実験施設、その他の概要などの情報をまとめた冊子です。年一回発行、日英併記。

宇宙・素粒子スプリングスクール
Spring School

アニュアルレポート
ANNUAL REPORT

3月

大学院進学を控えた大学 3 年生が、4 泊 5 日の日程で合宿を行い、仲間たちと一緒に実験や解析に取り組みます。宇宙・素粒子研究の体験プログラムです。

82 | Public Relations

宇宙線研究所の各研究プロジェクトの 1 年間の主な研究成果をまとめた冊子。年一回発行、英語版です。

広報

Public Relations
オリジナルグッズ
ICRR Goods

宇宙線研究所 Web NewsICRR Latest News

スーパーカミオカンデのジグソーパズル
Jigsaw Puzzle of Super-Kamiokande

宇宙線研究所のトピックスを伝える Web ニュース。随時、新しい話題を更新しています。

300 ピース :1530 円 ( 税込 )宇宙線研究所 VR
ICRR Virtual Reality

オリジナルマグカップ
Original Mug with "Air Shower"

岐阜県飛騨市の神岡鉱山にある実験施設を 360 度のパノラマ画像で探検できます。

1100 円 ( 税込 )。乗鞍観測所の星空やスーパーカミオカン
デ内部など宇宙線研究所を象徴する写真がきれいです。

PR 映像
PR Video

チェレンコフリング入りのノート
Original Notebook with Cherenkov Ring

世界中に散らばる宇宙線研究所の主な実験施設を紹介した
ビデオです。英語ですが、日本語字幕があります。

680 円 ( 税込 )３

Web コンテンツ
Web Contents

研究所についてInformation

500 ピース :2040 円 ( 税込 )A5 サイズ、64 ページ

Public Relations | 83

成果発表

Achievement Report

国際会議および国際研究集会の開催
International Conferences and Workshops
東京大学宇宙線研究所は、国際会議や国際研究集会をそれぞれ年 1 回程度開催しています。内外の著名な学者や新鋭の若手研究者を招いて最新の研究について話してもらうセミナーも、月 1 回程度行っています。過去 10 年間に開催した国際会議及び国際研究集会は、以下のとおりです。

ICRR holds international conferences and workshops about oncea year, and hosts monthly seminars of renowned scientists andpromising young researchers to discuss cutting-edge research. The
table below lists the international conferences and workshops heldin the past decade, with the number of participants at the end ofeach item.

重力波国際会議「Gravitational-Wave Advanced Detector Workshop 2010」
Gravitational-Wave Advanced Detector Workshop, GWADW 20102010.5.16-21（京都 Kyoto）107 人

第 3 回 EliTES 重力波国際会議
3rd EliTES General Meeting2015.2.9-10（東京 Tokyo) 42 人

国際シンポジウム「最高エネルギー宇宙線観測の最近の進展」
International Symposium on the Recent Progress of Ultra High Energy Cosmic
Ray Observation
2010.12.10-12（名古屋 Nagoya）114 人

TeV Particle Astrophysics (TeVPA) 2015
2015.10.26-30（千葉 Chiba）169 人

伊日共同ワークショップ
Italy-Japan workshop
2011.10.4-5（千葉 Chiba）39 人
第 2 回日韓 KAGRA ワークショップ
2nd Japan Korea workshop on KAGRA
2012.5.28-29（千葉 Chiba）26 人
第 1 回 EliTES 重力波国際会議
1st EliTES General Meeting2012.10.3-4（東京 Tokyo）80 人
第 3 回日韓 KAGRA ワークショップ
3rd Japan Korea workshop on KAGRA
2012.12.21-22（韓国 Korea）20 人
第 4 回日韓 KAGRA ワークショップ
4th Japan Korea workshop on KAGRA
2013.6.10-11（大阪 Osaka）34 人
第 5 回日韓 KAGRA ワークショップ
5th Japan Korea workshop on KAGRA
2013.11.29-30（韓国 Korea）36 人
第 2 回 EliTES 重力波国際会議
2nd EliTES General Meeting2013.12.4-5（東京 Tokyo）80 人
CTA LST 国際会議
CTA LST General Meeting2014.1.14-17（千葉 Chiba）83 人
第 6 回日韓 KAGRA ワークショップ
6th Japan Korea workshop in KAGRA
2014.6.20-21（東京 Tokyo）49 人
第 7 回日韓 KAGRA ワークショップ
7th Japan Korea workshop in KAGRA
2014.12.19-20（富山 Toyama）34 人
ハイパーカミオカンデ国際共同研究グループ結成記念シンポジウム及び調印式
The Inaugural Symposium of the Hyper-Kamiokande Proto-Collaboration and
Signing Ceremony
2015.1.31（千葉 Chiba）108 人

論文
Academic Papers

第 4 回 EliTES 重力波国際会議
4th EliTES General Meeting2015.12.2-3（東京 Tokyo) 38 人
The extreme Universe viewed in very-high-energy gamma rays
2016.1.13-14（千葉 Chiba）68 人
大型ニュートリノ施設に関する国際会議
Third International Meeting for Large Neutrino Infrastructure
2016.5.30-6.1（茨城 Ibaraki) 80 人
PhyStat-ν Workshop on Statistical Issues in Experimental Neutrino Physics
2016.5.30 - 6.1( 千葉 Chiba) 90 人
CTA Consortium Meeting Kashiwa
2016.6.16-20（千葉 Chiba）170 人
Extreme Universe viewed with High Energy Gamma Rays
2017.12.18-19（千葉 Chiba）60 人
Tokyo Spring Cosmic Lyman-Alpha Workshop
2018.3.26-30 ( 東京 Tokyo）120 人
ハイパーカミオカンデ第 1 回予算検討会議
The First Meeting of Hyper Kamiokande Financial Forum2019.1.11 ( 東京 Tokyo）50 人
ハイパーカミオカンデ第 2 回予算検討会議
The Second Meeting of Hyper Kamiokande Financial Forum2019.6.27 ( 東京 Tokyo）45 人
第 16 回宇宙素粒子・地下物理国際会議 (TAUP2019)
Topics in Astroparticle and Underground Physics
2019.9.9-13 ( 富山 Toyama) 約 540 人
Dark Matter Searches in the 2020s2019.11.11-13（千葉 Chiba）117 人
高エネルギーガンマ線でみる極限宇宙 2019
The extreme Universe viewed in very-high-energy gamma rays 20192019.11.14-15（千葉 Chiba）83 人

宇宙線研究所職員の発表論文数 (2015-2019)

Papers and proceedings published by ICRR researchers
ICRR Report

共同利用研究の成果は、内外の学会等で発表する他、論文として内外の学術雑誌上でも発表します。研究所スタッ
フの論文の内、レフリー付英文雑誌、ICRR Report ( 英文 )及び国際会議の Proceedings に発表されたものの数を年度

査読付き英文誌

Peer reviewed English journal
国際会議講演要旨集

120

111

Proceeding

100

92

82

別にして以下に示します。

98

95 96

65
Reports of joint-use research are presented at academic
conferences in Japan and overseas, and also published in Japaneseand foreign academic journals. The plot shows the numbers of
papers authored by ICRR members that are published each fiscal
year in ICRR Reports, refereed journals, and proceedings ofinternational conferences.

84 | Achievement Reports

50

0

37

1
FY20150

FY201637

0FY201730
0FY20180
FY2019

受賞歴Awardsベンジャミンフランクリンメダル 戸塚 洋二
Benjamin Franklin Medal in physics TOTSUKA, Yoji

ニュートリノに質量があることの発見
Discovery of the neutrino mass

2008

素粒子メダルParticle Physics Medal

荒船 次郎
ARAFUNE, Jiro

非可換ゲージ理論におけるモノポールのトポロジー的性質の研究
Topological property of monopole in non-commutative gauge theories

2008

井上学術賞
Inoue Prize for Science

中畑 雅行
太陽ニュートリノの観測とニュートリノ振動の研究
NAKAHATA, Masayuki Solar neutrino detection and research of neutrino oscillation

３ 研究所について

2007

地球化学研究協会奨励賞
宇宙線生成核種による太陽活動史の研究
Yo u n g S c i e n t i s t Aw a r d o f t h e 宮原 ひろ子
Study of the long-term solar variations using cosmogenic nuclide
Geochemistry Research Association MIYAHARA, Hiroko
井上研究奨励賞
西野 玄記
スーパーカミオカンデにおける荷電レプトンとメソンへの核子崩壊の探索
2010 Inoue Research Award for YoungNISHINO, Haruki Search for Nucleon Decay into Charged Antilepton plus Meson in Super-Kamiokande
Scientist
2008

戸塚洋二賞
Yoji Totsuka Prize

梶田 隆章
大気ニュートリノ振動の発見
KAJITA, Takaaki Discovery of atmospheric neutrino oscillation

2011

ブルーノ・ポンテコルボ賞
Bruno Pontecorvo Prize

鈴木 洋一郎スーパーカミオカンデ実験における大気ニュートリノおよび太陽ニュートリノ振動の発見
SUZUKI, Yoichiro Discovery of atmospheric and solar neutrino oscillations in the Super-Kamiokande experiment

2011

戸塚洋二賞
Yoji Totsuka Prize

長年に亘る太陽ニュートリノと振動の研究
中畑 雅行
NAKAHATA, Masayuki Study of the solar neutrino and its oscillations

2011

日本物理学会若手奨励賞
Yo u n g S c i e n t i s t Aw a r d o f t h e 佐古 崇志
SAKO, Takashi
Physical Society of Japan

2012

戸塚洋二賞
Yoji Totsuka Prize

福来 正孝
レプトン起源の宇宙のバリオン数非対称機構の提唱
FUKUGITA, Masataka Pointing out a mechanism to generate cosmological baryon number violation originated by lepton

2012

日本学士院賞Japan Academy Prize

梶田 隆章
大気ニュートリノ振動の発見
KAJITA, Takaaki Discovery of atmospheric neutrino oscillations2012

文部科学大臣賞若手科学者賞
MEXT Young Scientists' Prize

宮原 ひろ子
太陽活動および宇宙線が気候に及ぼす影響の研究
MIYAHARA, Hiroko Study for solar activities and its effects

2012

素粒子メダル奨励賞
P a r t i c l e P h y s i c s M e d a l : Yo u n g 伊部 昌宏
Scientist Award in Theoretical Particle IBE, Masahiro
Physics

2013

ティンズリー・ス力ラー・アワード 大内 正己
遠方宇宙観測による広範囲な研究
Extragalactic Tinsley Scholar Award OUCHI, Masami Extensive work on distant galaxies and cosmological events in the early universe

2013

ヨド賞
Yodh Prize

永野 元彦
最高エネルギー宇宙線分野における先駆的研究
NAGANO, Motohiko Pioneering leadership in the experimental study of the highest energy cosmic rays

2013

ジュセッペ・ヴァンナ・ココニ
Giuseppe and Vanna Cocconi Prize

太陽ニュートリノの全フレーバー測定による太陽ニュートリノの謎の解明
鈴木 洋一郎Outstanding contributions to the solution of the solar neutrino puzzle by measuring the flux of all
SUZUKI, Yoichiro neutrino flavors

2013

ユリウス・ヴェス賞
Julius Wess Award

梶田 隆章
スーパーカミオカンデ実験による大気ニュートリノ振動現象の発見
KAJITA, Takaaki Discovery of atmospheric neutrino oscillations with the Super-Kamiokande experiment2014

湯川記念財団・木村利栄理論物 川崎 雅裕
重力まで含めた相互作用の統一理論の構築における功績
理学賞
KAWASAKI, Masahiro Supergravity and nucleosynthesis
Yukawa-Kimura Prize

2014

文部科学大臣表彰若手科学者賞
MEXT Young Scientists’ Prize大内 正己
可視光広域深探査による宇宙進化の研究
OUCHI, Masami Pioneering studies into the early universe through wide-field multi-wavelength observations

2015

戸塚洋二賞
Yoji Totsuka Prize

塩澤 真人
加速器ミューニュートリノビームによる電子ニュートリノ出現現象の発見
SHIOZAWA, Masato Observation of electron neutrino appearance in an accelerator muon neutrino beam

チベット空気シャワーアレイにおける高エネルギー宇宙線異方性の研究
Study on the High-Energy Cosmic Ray Anisotropy with the Tibet Air-Shower Array

超対称性の破れにおける現象論的宇宙論的制限を満足する新しいシナリオの構築と検証
Sweet Spot Supersymmetry

日本天文学会研究奨励賞
宜昭
銀河進化と宇宙再電離の観測的研究
The Astronomical Society of Japan 小野
ONO, Yoshiaki
Observational studies of galaxy evolution and cosmic reionization
Young Astronomer Award
梶田 隆章
KAJITA, Takaaki
基礎物理学ブレークスルー賞
ニュートリノ振動という本質的な発見をし、素粒子物理学の標準理論を遥かに超える新し鈴木 洋一郎2015 Breakthrough Prize in Fundamental
SUZUKI, Yoichiro いフロンティアを開拓した実績
Physics
The fundamental discovery and exploration of neutrino oscillations
SK コラボレーション
Super-K Collaboration
ニュートリノ物理学において著しい研究成果を挙げ、素粒子物理および宇宙論に多大な影
文化勲章
梶田 隆章
響を与えた功績
2015
The Order of Culture
KAJITA, Takaaki Outstanding contributions to particle physics and cosmology by the remarkable achievements forresearches in Neutrino physics
ニュートリノ物理学において著しい研究成果を挙げ、素粒子物理および宇宙論に多大な影
文化功労者
梶田 隆章
響を与えた功績2015
Person of Cultural Merit
KAJITA, Takaaki Outstanding contributions to particle physics and cosmology by the remarkable achievements forresearches in Neutrino physics
2015

2015

ノーベル物理学賞
Nobel Prize in Physics

梶田 隆章
ニュートリノが質量を持つ事を示す、ニュートリノ振動現象の発見
KAJITA, Takaaki The discovery of neutrino oscillations, which shows that neutrinos have mass

2016

中日文化賞
Chunichi Cultural Award

梶田 隆章
素粒子ニュートリノに質量があることを示すニュートリノ振動の発見の功績
KAJITA, Takaaki The discovery of neutrino oscillations, which shows that neutrinos have mass

2016

Harvard Foundation Scientist of the 梶田 隆章
多様性向上に資する科学分野での顕著な功績と取り組みに対してYear
KAJITA, Takaaki Remarkable achievements and initiatives that serve to increase diversity in the area of science

素粒子メダル奨励賞
P a r t i c l e P h y s i c s M e d a l : Yo u n g 長谷川 史憲
Scientist Award in Theoretical Particle HASEGAWA, Fuminori Component action of nilpotent multiplet coupled to matter in 4 dimensional N=1 supergravity
Physics
宇宙線研究所所長としてスーパーカミオカンデ計画などの実現に取り組み、現在の宇宙線
荒船 次郎
2017 宇宙線物理学功労賞
ARAFUNE, Jiro 物理学、非加速器素粒子物理学研究の隆盛を導いた功績に対して
2017

梶田 隆章
科学分野での顕著な功績に対して
KAJITA, Takaaki Outstanding contributions in the field of science

2017

GITAM foundation Annual Award2017

日本物理学会若手奨励賞
俊博
Yo u n g S c i e n t i s t Aw a r d o f t h e 藤井
FUJII, Toshihiro
Physical Society of Japan2017バークレー日本賞
Berkeley Japan Prize

大気蛍光望遠鏡を用いた極高エネルギー宇宙線スペクトルの研究
Study on the energy spectrum of ultrahigh-energy cosmic rays with the fluorescence detectors

梶田 隆章
海外における日本の文化・科学技術の普及と発展に貢献した功績に対して
KAJITA, Takaaki Significant contributions in furthering the understanding of Japan on the global stage

Awards | 85

Information

2010

受賞歴とアクセス

Awards and Access

井上研究奨励賞
宇宙初期からの連星進化計算と連星ブラックホールからの重力波検出率
Inoue Research Award for Young 衣川 智弥
The binary population synthesis in the early universe and the detection rate of gravitational waves
KINUGAWA, Tomoya from the binary black holes
Scientists
日本学術振興会賞
大内 正己
ライマン・アルファ放射体を用いた初期宇宙の観測研究
2018
JSPS Prize
OUCHI, Masami Observational Studies of the Early Universe with Lyα Emitters
2017

2018

日本学士院学術奨励賞
Japan Academy Medal

大内 正己
ライマン・アルファ放射体を用いた初期宇宙の観測研究
OUCHI, Masami Observational Studies of the Early Universe with Lyα Emitters
CTA 大口径望遠鏡１号機の完成とその先端技術開発
21 世紀テクノロジー賞 2019
手嶋 政廣
Construction of the prototype of Large-Sized Telescope (LST) equipped with cutting-edge
2019
The 21st Century Technology Award TESHIMA, Masahiro technologies
IUPAP-TIFR Homi Bhabha Medal 梶田 隆章
ニュートリノ物理学における画期的成果を含む宇宙線研究への著しい貢献に対して
2019
and Prize
KAJITA, Takaaki Outstanding contributions to Cosmic Ray physics including path breaking work in neutrino physics
2020

2019 年の高被引用論文著者
Highly Cited Researcher 2019大内 正己
過去 10 年間の宇宙科学分野で最も影響力のある研究者の一人として
OUCHI, Masami Recognizing the world's most influential researchers of the past decade in Space Science

宇宙線研究所の所在地

Location of ICRR headquarters〒 277-8582 千葉県柏市柏の葉 5-1-5
04-7136-3102（総務係）

5-1-5 Kashiwanoha, Kashiwa-shi, Chiba,277-8582, Japan+81-4-7136-3102 (General Affairs)

アクセス

Access

成田空港から

From Narita Airport
By Airport Bus (Narita Airport Express Bus)
Narita Airport - Kashiwanoha Campus Station: about 75min, 1,800
JPY (one-way)
Kashiwanoha Campus Station (West Exit) - National Cancer
Center: around 10 min, 170 JPY (one-way)

成田空港交通バス（75 分・1800 円）で柏の葉キャンパス駅へ。柏の葉キャンパス駅から東武バス（10 分・170 円）
で国立がん研究センターで下車し徒歩 3 分
羽田空港から東武バスまたは京浜急行バス（85 分・1570 円）で国立がん研究センターで下車し徒歩 3 分
秋葉原駅からつくばエクスプレスで柏の葉キャンパス駅へ（30 分・690円）。柏の葉キャンパス駅西口から東武バス（10 分・170 円）
で国立がん研究センターで下車し徒歩 3 分
上野駅から
JR 常磐線で柏駅へ（30 分・480 円）柏駅西口から東武バス（25 分・300 円）で国立がん研究センターで下車し徒歩3分

86 | Access

From Haneda Airport
By Airport Bus (Tobu / Keihin Kyuko Airport Bus)
Haneda Airport - National Cancer Center: around 85min, 1,570
JPY (one-way)
From Akihabara Station
By Train (Tsukuba Express)
Akihabara Station - Kashiwanoha Campus Station: around 30 min,690 JPY (one-way)
Kashiwanoha Campus Station (West Exit) - National Cancer
Center: around 10 min, 170 JPY (one-way)
From Ueno Station
By Train (JR Joban Line)
Ueno Station - Kashiwa Station: around 30 min, 480 JPY (one-way)
Kashiwa Station (West Exit) - National Cancer Center: around 25
min, 300 JPY (one-way)