神奈川大学

田村忠久
2013年8月1日

第43回天文・天体物理若手夏の学校

1

宇宙線ソースPulsar
SNR

暗黒物質AGN

χ

Pγγe+

χ対消滅
e- （崩壊）eγ
きぼう
船外実験プラットフォーム（曝露部）

JEM-EF
国際宇宙ステーション

CALET

ISS
CALorimetric Electron Telescope

主目的: 電子観測 1 GeV〜20 TeV
2013年8月1日

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2

JAPAN

Aoyama Gakuin University
Hirosaki University
Institute for Cosmic Ray Research , University of Tokyo
Ibaraki University
JAXA/Space Environment Utilization Center
JAXA/ Institute of Aerospace and Astronautical Sciences
Kanagawa University
Kanagawa University of Human Services
High Energy Accelerator Research Organization (KEK)
STE, Nagoya University
National Inst. of Radiological SciencesNihon University
Ritsumeikan University
Saitama University
Shibaura Institute of Technology
Shinshu University
Tokiwa University
Tokyo Technology Inst.
Waseda University
Yokohama National University

Support Agencies
JAXA/SEUC

Waseda University
with JSPS, MEXT

ITALY

University of Siena
University of Florence & IFAC (CNR)
University of Pisa
University of Roma Tor Vergata
University of Padova

ASI

USA

NASA/GSFCCRESST/NASA/GSFC and University of Maryland
CRESST/NASA/GSFC and Unicersity Space Research Association
Louisiana State University
Washington University in St Louis2013年8月1日
第43回天文・天体物理若手夏の学校
University of DenverNASA3

p 観測対象:l 電子 : 1 GeV 〜20 TeV
l ガンマ線 : 4 GeV 〜10 TeV（GRB： > 1 GeV）
l 陽子, 核子:数 10 GeV〜1000 TeV (per particle)l 超重核（Z>28）： > 600 MeV/ul太陽活動、モジュレーション:
1〜10 GeV (電子)lガンマ線バースト : 7 keV〜20 MeV
p 装置構成:CAL：高エネルギー電子・ガンマ線望遠鏡- CHD：電荷検出器 CHD- IMC：イメージングカロリメータ
粒子選別、入射方向決定- TASC：全吸収カロリメータ
エネルギー決定、粒子選別

2013年8月1日

CGBM/SGM

FRGF (Flight Releasable
Grapple Fixture)
ASC(AdvancedStellarCompass)

CGBM/HXM

GPSR (GPSReceiver)

CAL / CHDMDC (MissionData Controller)
CAL / IMCCAL / TASC

寸法： 標準ペイロード（0.8×1.0×1.85 m3）
質量： 650 kg
電力： 650 W
データ転送： 中速系 300 kbps （Nominal）
低速系 20 kbps

第43回天文・天体物理若手夏の学校

視野（天頂角 45度）
4

HTV： H-IIB Transfer Vehicle
HVT-1 (技術実証機）
2009.9.11 （SMILES）

H-IIB ロケットによるHVTの打ち上げ

CALET
CALETの予定
・HTV-52014年打上げ・観測期間2年以上5年目標

ISS
HTV
H-IIBからの切り離し

HTV
ISSへの接近2013年8月1日

CALET
機器の取り出し

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5

超新星残骸（SNR）での衝撃波加速〜1053 erg

— 超新星爆発のエネルギーは、— ニュートリノが99%持ち去る—

SN1987A ⇒ KAMIOKANDE⇒ 1051 erg— 衝撃波のエネルギーとして1%
—

衝撃波加速

— その10%が陽子（+原子核）の加速に ⇒1050 erg⇒1048 erg

— さらにその1%が電子の加速に

パルサー磁気圏での加速

ソースでのスペクトル（べき型＋カットオフ）

Log(dN/dE)

dN/dE ∝ E-2exp(-E/Ec)

2013年8月1日

第43回天文・天体物理若手夏の学校↑Ec
Log(E)

6

暗黒物質起源
宇宙進化

宇宙の構成要素
宇宙の質量構成比

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

Heavy Element
重元素
0.03
重元素
0.03%%
0.03%
Neutrino
ニュートリノ
0.3%%
0.3
ニュートリノ
0.3%
Star
星
0.５%%
星 0.5
0.５%
Hydrogen、Helium
水素、水素、4 %
４%
ヘリウム
４%
Dark
Matter
暗黒物質
暗黒物質
25%%
2325%
Dark
Energy暗黒エネルギー
70%%73

暗黒物質の対消滅、崩壊（WIMP）
χχ→e+,e-

2013年8月1日

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7

— 暗黒物質（WIMP）の対消滅(1) WIMP line Emission(2) WIMP continuum Emission

電子・陽電子の生成スペクトル(ⅰ) Monoenergetic: Direct Production of e+e- pair（ⅱ） Uniform：Production via Intermediate Particles（ⅲ） Double Peak： Production by Dipole Distribution
via Intermediate Particles

2013年8月1日

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8

— 拡散過程
電子のエネルギー損失（銀河磁場、光子との相互作用）
シンクロトロン放射
逆コンプトン散乱（IC）
陽子、原子核 ⇒ 二次成分
π+/- or K+/- → µ+/- → e+/-2013年8月1日

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9

— Diffusion Model
単一の電子ソースからの拡散方程式

dN e∂bE 2 N e = Q− ∇(D∇N e ) −dt∂E()

E：電子のエネルギー
Ne (t, r, E) ：電子の密度（加速後の経過時間 t , ソースからの距離 r ）Q：電子ソースの強度（電子生成率）
b：エネルギー損失に関する定数δD = D0 (E / 5 GeV )D：拡散係数

D0 = 2 ~ 5 × 10 29 [cm 2s -1 ]E < 5 GeV0δ =0.3 ~ 0.6 E ≥ 5 GeV
2013年8月1日

第43回天文・天体物理若手夏の学校10

— 10 GeV 〜 数 TeV： べき型のスペクトル 〜E-3

PPB-BETS

2013年8月1日

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11

— シンクロトロンと逆コンプトンによってエネルギー損失

11dE
2= bt += −bE ⇒E0dt
E (t )

4σ Thomson c  B 2
+ wph 
b=2 4 3me c  8π
— 電子の初期エネルギー E0— 例えば、E(t) = E0 / 2 になるのにかかる時間は、1t1 2 =bE0
— 高エネルギーになるほど早くエネルギー損失する

2013年8月1日

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12102101— SNRが加速源だとすると、古くても、遠くても☓— SNRから地球に到達する3 TeVの電子の強度(F0)予想

3TeV— SNR <1 kpc かつ <10万年 ⇒ TeVの電子が検出可能— 近傍のソースは数個に限られる
2013年8月1日

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13

— TeV領域の高エネルギー電子のスペクトル
SNRが電子加速源であれば・・・
近傍ソースだけの影響が見えるはず
近傍ソース候補- T （年齢） < 10 5 年- R （距離） < 1 kpc

13

2013年8月1日

1

Vela
10,000 年
250 pc（815光年）

2

Cygnus Loop
20,000 年
770 pc（2,500 光年）

3

Monogem
86,000 年
300 pc（1,000 光年）

2

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Ec=∞、 ΔT=0 yr、Do=2x1029 cm2/s

Ec= 20 TeV

2013年8月1日

Do=5 x 1029 cm2/s

Ec=20 TeV、 ΔT=0〜1×104 yr

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PAMELA

ATIC

Adriani et al. (2008)

陽電子／（陽電子+電子）
2013年8月1日

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Chang et al. (2008)

電子+陽電子16

ATICによる電子（+陽電子）観測

KKDM（620GeV）とすると、boost factor 〜200 が必要（KKDMの分布に非一様な塊がある？）

2013年8月1日

hidden U(1)H ゲージボソンがダークマター（質量 1.2TeV）で、標準模型の粒子へ崩壊すると（寿命〜1026 s ）（arXiv:0811.3357 / PTP 122(2),553,2009）、→反陽子を増やさずに、（BESS,PAMELAの観測に矛盾せず）
PAMELAの陽電子比の増大と、ATIC/PPB-BETSの電子・陽電子過剰を自然に説明できる。
→
但し、ガンマ線100GeV周辺にピークが出る

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17

CALETによる観測で期待される暗黒物質の検出
KK 暗黒物質 (質量 620 GeV) による電子＋陽電子の超過スペクトルSUSY 暗黒物質 (質量 820GeV) によるラインガンマ線スペクトル

2 years（BF=5)
or 5 years（BF=2)

2 years （BF=40)
or 5 years（BF=16)

2013年8月1日

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18

l 低バックグランド (陽子除去能力：105 ) と高いエネルギー分解能 (~2 %)で、1 TeV を超える領域へのスペクトル観測を伸ばす
l ATIC anomaly と 低エネルギー側 1 GeVまでの精密なスペクトル測定
l 異方性の検出による近傍ソースの特定
近傍ソースなのか ?
暗黒物質なのか ?

Vela

CALET （5年間）

2013年8月1日

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19

KK DM vs. SNR type (Δt=105 year)

SNR Type vs. Pulsar (Δt=3×105 year)

CALET Observation

CALET Observation----- KK DM----- Pulsar TypeSNR Type

SNR Type

SourceSNR Type（exp(-t)）

age=5.6x105 yr,

Q0 (t ) ∝Ee=1.7x1050 erg,

Etot ln 4τ0 t ln 4 exp −τ0Pulsar Type（ｔ-2)
Q0 (t ) ∝ Lspindown =Etot
τ 0 (1 + t / τ 0 )2

spectral index=1.7τ0
2013年8月1日

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τ020

CALET 2年間の観測による銀河内拡散成分の観測期待値

銀河内拡散成分●CALET

電子起源

N.Tateyama(Ph.D Thesis)

銀河系外拡散成分

陽子起源> 1 TeV

Fermi/LAT●CALET 5年間の観測による銀河系外拡散成分の観測期待値

CALET> 1 TeV
2013年8月1日

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Detection of High Energy Gamma-rays
Performance for Gamma-ray Detection
Energy Range

4 GeV-10 TeV

Effective Area

600 cm2 (10GeV)

Field-of-View

2 sr

Geometrical Factor

1100 cm2sr

Energy Resolution

3% (10 GeV)

Angular Resolution

0.35 ° （10GeV)

Pointing Accuracy

6′

Point Source Sensitivity

8 x 10-9 cm-2s-1

Observation Period (planned)

2014-2019 (5 years)

Simulation of Galactic Diffuse Radiation~25,000 photons are expected per one year*) ~7,000 photons from extragalactic
γ-background (EGB) per one year

Simulation of point sources per one year
Energy Spectrum

Position

Position

Vela: ~ 300 photons above 5 GeV
2013年8月1日

Geminga: ~150 photons above 5 GeV
Crab: ~ 100 photons above 5 GeV

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22

Knee
Ec = 100 Z TeV

2010年1月29日
2013年8月1日

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大阪市大理学部講演会

23

CALET
Mean Free Path：
1.65
Energy Resolution： < 30 %イベント数の期待値

CALET による観測予測とこれまでの気球データ

pHe

2013年8月1日

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24

CALET による観測予測とこれまでの気球データ

CCALET （5年間）

O

観測可能な最高エネルギーNeMg

SiFe

2010年1月29日
2013年8月1日

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大阪市大理学部講演会

25

二次核/一次核比(B/C)の測定
ー 銀河内伝播 −l 拡散係数のエネルギー依存性： D ~ E δl 大気の影響を受けずに数TeV/n まで観測

KB=40：ATIC Ti/Fe より
1σ 2σ
KB : Diffusion rate near SNR shocks

CREAM

Leaky Box Model

CALETによる5年間の観測（黒丸）で期待されるスペクトルとこれまでの気球データの比較

SNRの衝撃波中でp-p相互作用に続いて二次e-,e+ も加速されるとして電子スペクトル（Fermi-LAT,HESS）を解釈すると、Pamelaのe+/(e++e-)増大とも、二次核がSNRで加速される場合のB/C比とも合う（ KB=20 ）（arXiv:0909.4060/ Phys. Rev. D 80,123017 (2009) ）⇒ 高エネルギー側のデータが必要
2010年1月29日
2013年8月1日

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大阪市大理学部講演会

26

p CHD 電荷検出器
プラスチックシンチレータバー（32×10×450 mm3）： 14本×2（X,Y） PMT読出し

p IMC イメージングカロリメータ
シンチファイバー（1 mm角×448本）： 8層×2 （X,Y） 64chマルチアノードPMT読出し
タングステン板 ： 3 r.l. （0.2 r.l.×5 + 1 r.l.×2）
p TASC 全吸収カロリメータ
PWOシンシレータ（19×20×326 mm3）： 16本×12層 （27 r.l.） APD/PD読出し

CHD

2013年8月1日

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IMC

3 r.l.

TASC

27 r.l.

27

Gamma-ray 10 GeV

Electron 1 TeV

Proton 10 TeV

検出されるイメージ・IMCとTASCのイメージ解析による陽子除去能 105 （電子選別へ混入する陽子は105個に1個）
・CHDによる電荷分解能 0.15〜0.3 e
2013年8月1日

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28

電子に対するSΩ（幾何学的因子）

電子に対するエネルギー分解能

電子/ガンマ線に対する角度分解能

CHDによる電荷分解能（ΔZ=0.15〜0.3 e）

2013年8月1日

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29

電子 1 TeV

シミュレーション
陽子： E-2.7 (1~1000TeV) 1.6x106 イベント
電子： 1 TeV

陽子 2.9 TeV

電子95%を残すカットで陽子は4個残留⇒ 陽子除去能力： ~2x105 (90% C.L.)
2013年8月1日

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30

10GeＶ程度の電子候補例
SIA

SIA

Anti

ANTI

IMC

IMC

TASC

TASC
Battery

Battery

DAQ
DAQ
HV
HV

1GeV 以上のガンマ線候補例

陽子候補例

2013年8月1日

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31

2013年8月1日

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32

l CALETは電子観測を主目的とし、電子検出に最適化されている
l 電子観測以外を主目的とするが、電子観測も可能な装置
ATIC, PAMELA, Fermi-LAT, AMS, HESS,ISS-CREAM, DAMPE, GAMMA-400, CREST

2013年8月1日

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33

— Advanced Thin Ionization Calorimeter
Z = 1〜28
E = 10 GeV〜100 TeV
南極（米国）
2001, 2003, 2005, 2007年

電子：10 GeV〜数 TeV

ATIC-4 (2007-2008)19 d 10 h 43 m2013年8月1日

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BGO カロリメータ 34

— ATIC-1,2AMS (green stars), HEAT (open black triangles), BETS (open blue circles),PPB-BETS (bluecrosses), emulsion chambers (black open diamonds)
2013年8月1日

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35

— Payload for Antimatter Matter Explorationand Light-nuclei Astrophysics— 永久磁石, カロリメータ, TOF, Anti, 中性子検出器— 2006年〜

Particle
Energy Range
Antiproton flux
80 MeV - 190 GeV
Positron flux
50 MeV - 270 GeV
Electron flux
up to 400 GeV
Proton flux
up to 700 GeV
Electron/positron flux
up to 2 TeV
Light nuclei (up to Z=6)
up to 200 GeV/n
Light isotopes (D, 3He)
up to 1 GeV/n
Antinuclei search(better than 10-7 in anti He/He)
2013年8月1日

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Si + W

2013年8月1日

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37

32.3 GV positron

2013年8月1日

第43回天文・天体物理若手夏の学校

38

— 陽電子比率
PAMELA

二次粒子（再加速無し）

2013年8月1日

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39

— Large Area Telescope— ガンマ線観測衛星（20 MeV〜300 GeV）
— シリコントラッカー、カロリメータ、アンチカウンタ— 2008年〜— 電子：20 GeV〜1 TeV

2013年8月1日

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40

2013年8月1日

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41

— Alpha Magnetic Spectrometer— 反粒子、暗黒物質・・・— 永久磁石, TRD, TOF,RICH, カロリメータ, アンチ— 2011年5月〜
13-4
5-6
7-8Tracker

29
2013年8月1日

e 1.03 TeV

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42

positron fraction

宇宙線伝播による二次成分の予測範囲

2013年8月1日

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43

陽電子スペクトル

電子スペクトル( ICRC2013 @ Rio de Janeiro )2013年8月1日

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44

電子観測装置の性能比較
Detector

Energy Range(GeV)

EnergyResolution

e/p SelectionPower

Key Instrument(Thickness of CAL)SΩT
（m２ sr day)

PPB-BETS(+BETS)

10 -1000

13%@100 GeV

4000(> 10 GeV)

IMC
(Lead: 9 X0 )~0.42

ATIC1+2(+ ATIC4)

10 a few 1000~2%( >100 GeV)

6,000

Thick Seg. CAL(BGO: 18 X0)+ C Targets

3.08

PAMELA

0.05-400

5%@200 GeV

105

Magnet + IMC(W:16.3 X0)~1.6(2 years)

FERMILAT

20-1,000

5-20 %(20-1000GeV)

103-104(20-1000GeV)
Energy dep. GF

Tracker + ACD+ Thin Seg. CAL(W:1.5X0+CsI:8.6X0)

770@100GeV
110@TeV(1 year)AMS

1.5-1,000(Due to Magnet)~2.5％
＠100 GeV

104(x102-3 by TRD)

Magnet+TRD+RICH+IMC(Lead: 16.7X0)~100 (?)(1year)CALET

1-20,000~2%(>100 GeV)〜105

IMC + Thick Seg. CAL(W: 3 X0+ PWO : 27 X0)220(5 years)

CALETは、GeVからTeVを超えるエネルギー領域の電子観測に最適化されている
2013年8月1日

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45

ü

CALETは、宇宙での高エネルギー現象を探求することを目的に、電子を 20
TeV まで, ガンマ線を 10GeV~ 10TeV で, 陽子と原子核を数 10 GeV ~ 1000
TeVで観測する．

ü

気球実験の経験を基にして、6年間の Pre-phase A 研究の完了後、CALET はJEM-EFの第2期利用ミッションに選定され、2010年3月に開発に着手した。現在は、2014年夏期の打上げを目指して、フライト品の製造・試験を行っている。

ü

電子観測は、暗黒物質探査を含む重要な課題となっており、電子検出を主目的としない各装置も観測を行っている。精密なスペクトルを出すためには、高いエネルギー分解能が必要。そして、TeV領域でのスペクトルの見極めが必要。

2013年8月1日

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