2021 年度（第 67 回）仁科記念賞仁科記念財団＊）は、2021 年 10 月 22 日に開催された第 37 回理事会において、本年度の仁科記念賞＊＊）を以下の 3 件、4 氏に授与することを決定いたしました。
受賞者には、賞状、賞牌と 1 件に付き 60 万円の賞金が贈呈されます。
本年度の授賞式は、12 月 6 日（仁科芳雄博士の誕生日）16:00~17:30 に Zoom によるオンラインで行われ、その模様は、YouTube で限定公開されます。

＊）https://www.nishina-mf.or.jp/jp＊＊）仁科記念賞受賞者の中からこれまでに、江崎玲於奈博士、小林誠博士、益川敏英博
士、小柴昌俊博士、中村修二博士、梶田隆章博士が「ノーベル物理学賞」を受賞されています。 これまでの受賞者と業績はhttps://www.nishina-mf.or.jp/project/kinen/

１）受賞者（共同）有馬 孝尚

ARIMA, Takahisa（1963 年 10 月 10 日生

58 歳

兵庫県出身）

東京大学大学院新領域創成科学研究科・教授(兼) 理化学研究所 創発物性科学研究センター・強相関量子構造研究チームリーダー

写真 jpg：URL

https://www.nishina-mf.or.jp/wp/wp-content/uploads/2021/10/arima.jpg

木村 剛 KIMURA, Tsuyoshi（1968 年 7 月 31 日生 53歳 神奈川県出身）
東京大学大学院新領域創成科学研究科・教授

写真 jpg：URL https://www.nishina-mf.or.jp/wp/wp-content/uploads/2021/10/Kimura.jpg「スピン誘起マルチフェロイクスの発見と開拓」
Discovery and exploration of spin-induced multiferroics

磁性と誘電性は物質の諸性質の中でも特に重要なものである。木村・有馬両氏は 2003 年に、TbMnO3 という反強磁性体において長周期磁気秩序と強誘電状態が共存し、更に磁場を印加して磁気構造を変化させると電気分極の方向がスイッチするという現象を見出した。フェロイクスとは、固体中の原子やイオンのミクロな磁気双極子や電気双極子がマクロなスケールでそろった強磁性状態や強誘電状態などを指す総称であるが、両氏の発見は二つの異なるフェロイクスの間の未知の結合機構を示唆するものであり、これを契機としてマルチフェロイクスという物性物理学の新しい分野が急速に発展した。その後、有馬氏は放射光Ｘ線や中性子を用いた精密な結晶構造およびスピン（磁気）構造の解析によって、螺旋磁気構造の一種であるスピンサイクロイド構造が電気分極発生の起源であるという理論提案（スピン流機構）を実証し、また別のマルチエロイクス物質（CuFeO2）においては、これと異なるメカニズム（配位子混成とスピン軌道相互作用の相乗効果）を提案するなど、マルチフェロイクスの基礎学理に大きく貢献した。木村氏は、マルチフェロ状態を室温で実現し弱磁場で電気分極の制御が可能な物質を始めとする様々な新奇物質を開拓し、マルチフェロイクスの普遍性と応用への可能性を開拓した。

２）受賞者

瀧田 正人 TAKITA, Masato（1960 年 2 月 10 日 大阪府豊中市生 61 歳 千葉県出身）
東京大学宇宙線研究所・教授

写真 jpg：URL https://www.nishina-mf.or.jp/wp/wp-content/uploads/2021/10/Takita.png「サブ PeV ガンマ線天文学の創始と銀河宇宙線の起源の解明」
Establishment of the sub-PeV gamma ray astronomy and elucidation of the origin of galactic
cosmic rays
瀧田正人氏は、中国チベット（標高 4,300m）に設置された宇宙線の空気シャワー観測装置を改造し高エネルギー宇宙ガンマ線観測を行い、世界で初めて sub-PeV (1014 eV = 100 TeV 以上)のガンマ線を検出するとともに、PeV 領域宇宙線の起源が銀河系内にあることを解明した。
宇宙線は電荷を持っており銀河磁場で曲げられてしまうため、その起源解明の手段として加速された宇宙線が星間物質と衝突した際に放出される高エネルギーガンマ線が注目されてきた。瀧田氏は 65,700 平方メートルの空気シャワー観測装置である「Tibet ASγ実験」に大面積の水槽からなる水チェレンコフ型のミューオン検出器を設置し、宇宙線起源とガンマ線起源の事象を分離する手法を提案・適用した。そして 2019 年、カニ星雲から史上初めて 100
TeV を超えるガンマ線を 5.6 シグマの有意度で検出したことを皮切りに、他の天体からも 100
TeV を超えるガンマ線を観測した。更に 2021 年、銀河面に沿って、既知の TeV ガンマ線源と離れた場所から 400 TeV 以上のガンマ線が飛来していることを 5.9 シグマの有意度で発見した。これは銀河系内の宇宙線源から放出された宇宙線が銀河面にある星間物質と衝突して生成されるガンマ線と考えられ、また理論的な予言とも矛盾なく、1958 年頃から信じられてきた数 PeV 以下の宇宙線が銀河系内起源であることを世界で初めて実証したものである。これらの研究成果は、日中国際共同の Tibet ASγ実験グループとしての成果ではあるが、グループを指揮する瀧田氏はこれらの発見に本質的な役割をしており、その貢献は十分に大きいと判断される。

３）受賞者

宮崎 聡 MIYAZAKI, Satoshi（1965 年 9 月 22 日 長野県生 56 歳 愛知県出身）
自然科学研究機構 国立天文台 先端技術センター・教授

写真 jpg：URL https://www.nishina-mf.or.jp/wp/wp-content/uploads/2021/10/Miyazaki.jpg「すばる望遠鏡広視野カメラの開発による観測的宇宙論の展開」
Observational Cosmology through the Development of Wide Field Cameras for Subaru
Telescope
銀河分布に見られる大規模構造の形成と進化の観測は、ダークマターとダークエネルギーの解明につながる観測的宇宙論の重要なテーマである。宮崎聡氏は、多くの観測成果を産み出したすばる望遠鏡広視野カメラ Suprime-Cam 開発の中核メンバーとしてその完成に貢献した。この実績に基づき、7 倍の超広視野をもつ Hyper Suprime-Cam (HSC)の製作に取りくみ、2013 年に完成させた。これは世界に類を見ない広域天体探査機能を備えたカメラである。
宮﨑氏は、2014 年から国際共同研究チームによるレガシープロジェクトの代表者として、いくつかの天域を多色フィルターで 330 夜かけて HSC で撮像し、測光学的赤方偏移推定を併用して、銀河分布の 3 次元地図データベースをつくり、観測的宇宙論のさまざまな研究に提供した。2018 年には多岐にわたる研究成果を 40 編の初期成果論文として発表した。

さらに宮崎氏らは、背景の遠方銀河の形状に見られる「弱い重力レンズ効果」の系統的ゆがみの測定から、ダークマター分布のピークが実際に暗い銀河団に対応することを確認し、ダークマターの探査法を確立した。また、その 3 次元空間分布の数十億年間の時間進化からダークマターの合体集合の様子も明らかにした。さらに、赤方偏移 1 程度までの多数の銀河の分布から求めた膨張宇宙モデルの定数が、赤方偏移 1000 の時代の宇宙背景放射の分析から得られた値とずれている可能性があることも指摘した。
これらはいずれも共同研究としての成果であるが、宮崎氏が一連の技術開発を主導し完成させた HSC によって得られた大規模データの賜物である。HSC を用いた研究は国際的にも高い評価を受けており、宮崎氏の観測的宇宙論研究の発展への貢献は極めて大きい。

３）受賞者

スピン誘起マルチフェロイクスの発見と開拓
Discovery and Exploration of Spin-Induced Multiferroics

有馬 孝尚

木村 剛

東京大学大学院新領域創成科学研究科・教授

東京大学大学院新領域創成科学研究科・教授

物質の磁性と誘電性
誘電性磁性➢ 物質の磁性のもとは電子のスピン➢ 物質に電場をかけると：金属では電子（電流）が流れる

電子はミクロな磁石➢ スピンを含む磁性体では：磁場なし：スピンの向きはでたらめ

絶縁体では正負の電荷分布に偏りが生じる

磁場をかけると：磁場の方向に偏る
原子核 電子磁場

磁化- + - + 負イオン

磁化

正イオン

磁場

電場

電気分極

- + - + -分極電場

電気磁気効果とマルチフェロイクス
磁化

磁場分極

磁化？
電場

磁場分極

電場

線型電気磁気効果：1959年にジャロシンスキーがCr2O3に対して予言、1960年に実験で確認される。しかし非常に弱い効果。
強磁性体や強誘電体では磁場や電場が無くても、自発的に磁化や分極が発現する。

- + - + Ferromagnet

Ferroelectrics

Igor Dzyaloshinskii
1931 - 2021

マルチフェロイクス
自発的な磁化と分極が共存し、強く結合する物質では、巨大な電気磁気効果が期待できる。
強誘電：空間反転対称性の破れ
強磁性：時間反転対称性の破れTbMnO3におけるスピン誘起電気分極TCTNa
磁場b軸方向
bbc

電気分極

温度
TbMnO3の結晶構造

T. Kimura, T. Arima, et al. Nature 426, 55 (2003).

マルチフェロイクスのスピン流機構
桂―永長ーBalatsky,Phys. Rev. Lett. 95, 057205 (2005)

𝑆Ԧ1𝑆Ԧ2𝑒Ԧ12Mn3+イオンに働くスピン軌道相互作用のために、 𝑆Ԧ1 －𝑆Ԧ2 間の交換相互作用に寄与する電子軌道の形状はスピンの方向に依存する。
二つのスピンが平行でなく、スピン面が𝑒Ԧ12に垂直でなければ、電気分極が発生する。

非共線スピン構造

𝑃 = 𝐴𝑒Ԧ12 × 𝑆Ԧ1 × 𝑆Ԧ2

電気分極

電気分極はスピン面に平行かつ𝑒Ԧ12に垂直。
これは、非共線スピン構造を作るDM相互作用と逆の効果

𝑆Ԧ1

𝑆Ԧ2

二つのスピンの中点が反転対称性を持たない場合のスピン結合エネルギー𝐽𝑆Ԧ1 ⋅ 𝑆Ԧ2 + 𝐷 ⋅ 𝑆Ԧ1 × 𝑆Ԧ2

Heisenberg 相互作用
二つのスピンの方向を揃えようとする

Dzyaloshinskii－Moriya 相互作用
二つのスピンを傾けようとする

守谷亨

Tb0.41Dy0.59MnO3のスピン構造
中性子回折実験によってスピン構造を決定（T. Arima et al., Phys. Rev. Lett. 96, 097202 (2006)

電気分極が現れない高温（30K）では、スピンは同一方向。
電気分極が出現する低温（150K）では、非共線サイクロイド構造。

理論予測と一致スピン・フラストレーションと螺旋スピン構造
TbMnO3はなぜ非共線スピン構造を示すのか？
スピン・フラストレーション
強強反強螺旋スピン構造は、フラストレートした磁性体が示す普遍的な性質。

J. Phys. Soc. Jpn. 14, 807 (1959) 吉森昭夫
第6回（1960年）仁科記念賞
1927 - 2013木村

2005年以降、フラストレーションによって非共線スピン構造を示す多くの磁性体に対して、次々と強誘電性が確認された。
マルチフェロイクスが物性物理の一大研究分野に！
Sr3Co2Fe24O41
常温低磁場でも磁場による分極 電気制御が可能

有馬

分T. Kimura et al., Nat. 極Mat. 9, 797 (2010)

磁場CuFeO2におけるマルチフェロイクス
T. Kimura et al., Phys. Rev. B 73,220401(R) (2006)

中性子回折実験で決定された構造はサイクロイドではなくスクリュー型。

T. Nakajima et al., J. Phys.
Soc. Jpn. 76, 043709 (2007)

P=0 ?

スクリュースピン構造が分極を誘起する機構
T. Arima, J. Phys. Soc. Jpn. 76, 073702 (2007)

d-p混成 ＋ スピン軌道相互作用

業績のまとめ
1. TbMnO3において、磁場によって電気分極が制御できることを示し、マルチフェロイクス研究のさきがけとなった。
2. 中性子回折などの実験によって、非共線スピン構造が強誘電性の起源であることを実証した。
3. 多数のマルチフェロイクス物質を発見し、新しい機構を解明した。
4. その後マルチフェロイクス分野では、高周波や光に対する非相反性効果（光の進行方向を逆転すると吸収率が変わる物質）や電気マグノン（光電場によって駆動されるスピンの集団運動）などの研究が進み、応用の可能性も広がっている。

受賞対象となった論文
1. T. Kimura, T. Goto, H. Shintani, K. Ishizaka, T. Arima, and Y. Tokura, “Magnetic controlof ferroelectric polarization”, Nature 426, 55 (2003).
2. T. Arima, A. Tokunaga, T. Goto, H. Kimura, Y. Noda, and Y. Tokura, “Collinear to Spiral
Spin Transformation without Changing the Modulation Wavelength upon FerroelectricTransition in Tb1-xDyxMnO3”, Phys. Rev. Lett. 96, 097202 (2006).
3. K. Taniguchi, N. Abe, T. Takenobu, Y. Iwasa, and T. Arima, “Ferroelectric Polarization
Flop in a Frustrated Magnet MnWO4 Induced by a Magnetic Field”, Phys. Rev. Lett. 97,097203 (2006).
4. T. Arima, “Ferroelectricity Induced by Proper-Screw Type Magnetic Order”, J. Phys. Soc.
Jpn. 76, 073702 (2007).
5. T. Goto, T. Kimura, G. Lawes, A. P. Ramirez, and Y. Tokura, “Ferroelectricity and Giant
Magnetocapacitance in Perovskite Rare-Earth Manganites”, Phys. Rev. Lett. 92, 257201(2004).

6. T. Kimura, J. C. Lashley, and A. P. Ramirez; “Inversion-symmetry breaking in thenoncollinear magnetic phase of the triangular-lattice antiferromagnet CuFeO2”, Phys. Rev.
B 73, 220401(R) (2006).
7. Y. Kitagawa, Y. Hiraoka, T. Honda, T. Ishikura, H. Nakamura, and T. Kimura, “Low-fieldmagnetoelectric effect at room temperature”, Nat. Mater. 9, 797 (2010).

1

サブPeV ガンマ線天文学の創始と銀河宇宙線の起源の解明

瀧田 正人 Masato Takita (61歳)(大阪府豊中市 出生、千葉県 出身)
東京大学宇宙線研究所教授

宇宙線とは？
 宇宙線とは、宇宙から飛来する高エネルギー粒子x

 1912年に発見

xx

4PeV  宇宙線量の急減少
Kneeを発見(1958年)

 １桁エネルギーが上がると頻度は1/1000

1958年以来、60年の謎：
宇宙線は本当に銀河系内でペタ電子ボルト（PeV）まで加速されているのか？

銀河系外??

銀河系内?
超新星残骸?xarXiv:1401.5838

10‐210‐1101102103104

 主成分は陽子だが、他の原子核もある

105

1
宇宙線のエネルギー (ペタ電子ボルト)＊ペタ電子ボルト =1015電子ボルト
LHCで人類の達成したエネルギー
7 TeV の約100倍2

14-1015 電子ボルト：100 TeV - 1 PeV)
サブPeVガンマ線(10SN1604
超新星残骸

3

PeV電子は近傍磁場によるシンクロトロン放射でエネルギーを急速に失うために源近傍の1度以内のガンマ線放射

PeV宇宙線

PeV電⼦

PeV宇宙線

PeV宇宙線銀河磁場で⽅向を失う星間物質と衝突しガンマ線を放射
地球±0
PeV宇宙線 + 陽子  X’s + π + π  2γ
(親の宇宙線の約10%のエネルギーサブPeVガンマ線)

Image: NASA

日中共同 チベットASγ実験
中国チベット自治区 標高4,300mに設置

4

本業績の鍵となる技術

20インチ光電子増倍管
東京⼤学宇宙線研究所

地表空気シャワー観測装置 65,700m2
597台の0.5m2シンチレーション検出器
30年間の実績あり！
古くからある技術、劣化することがほとんどなく安定して動作する
広い視野で、昼夜問わず観測可能

東京⼤学宇宙線研究所

地下水チェレンコフ型ミュー粒子観測装置(注水前) ひとつ当り約50 m2
宇宙ガンマ線観測の雑⾳の宇宙線をサブPeVで1000分の1以上に激減!
大面積（全面積3400m2 ）のミューオン観測装置を達成。ミュー粒子が水中で放射するチェレンコフ光を利用

5

ガンマ線/宇宙線の観測原理
ガンマ線／宇宙線

シンチレーター

大気(窒素など)と衝突粒子が通ると発光多数の二次的な粒子が発生= 空気シャワー

光電子増倍管(光センサー)
地上の粒子検出器
で二次粒子を観測
方向とエネルギーを測定- 角度分解能 0.2度 @ 0.1 PeV- エネルギー分解能 20%@ 0.1 PeV
ガンマ線と宇宙線の区別はできない！

6

ガンマ線/宇宙線の識別方法
ガンマ線少ないミュー粒子

宇宙線／ガンマ線

高い透過力地下に侵入
地上0.2PeVガンマ線起源の場合～20 km地下

空気シャワー

電⼦・陽電⼦・ミュー粒⼦

地上0.2PeV宇宙線(雑⾳)起源の場合

地下

電⼦・陽電⼦・ミュー粒⼦

 地下ミュー粒子観測装置

シミュレーション(Cosmos)

地面付近を拡大77

かに星雲からのサブPeVガンマ線
文献1

文献1

2014年2月から2017年5月までの719日(live time)
ガンマ線の強度

かに星雲（NASA）

かに星雲（チベット）

100 TeV (0.1 PeV) 以上
かに星雲を基準としたガンマ線の飛来方向角度（0はかに星雲方向)
TeV = テラ電子ボルト =1012電子ボルト
文献1

ガンマ線のエネルギー (TeV)● 2019年に世界で初めて100 TeV (0.1 PeV)以上のガンマ線を約20事例検出（5.6σ）● サブPeVガンマ線天文学が始まった。
● 電子起源の逆コンプトンモデルで期待されるガンマ線強度（曲線）と無矛盾

かに星雲からのサブPeVガンマ線の例

88 総粒子数（Σρ ) = 3256
 総ミュー粒子数（ΣNμ ) = 2.3
 天頂角 (Θ ) = 29.8o+46

 エネルギー = (251 −43 ) TeV

fitting with NKG function➡ Erec (S50, )
観測装置の各検出器の設置位置と検出されたガンマ線事例
文献１

小さい黒点は地表シンチレーション検出器
円サイズ∝ log(粒子数)：ガンマ線エネルギー
円カラー : 相対到着時間[ns]青は早く、緑は遅い
 ガンマ線の方向
大きな紫□は地下ミュー粒子検出器
ほとんど信号がない：ガンマ線の証拠

9その他の天体から1 (白鳥座方向からの2方向)(a) TASG J2032+414
ガンマ線の量PSR J2032+4127

紫と水色の等高線：ダストの熱放射と電子シンクロトロン放射★印はチベットのガンマ線分布の中心(赤丸は1σ誤差円)♦印はFermi
PSR J2021+3651

ガンマ線の量✜印はVERITAS,＊印はHAWC▲MAGIC(b) TASG J2019+368(>10 TeV） 文献2

赤経・赤緯ガンマ線のエネルギー（TeV）

文献2

 白鳥座方向の2天体からの100 TeV (0.1 PeV)超のガンマ線を観測 パルサーやパルサー雲方向から来ており、電子起源の可能性が高い

その他の天体から2 (超新星残骸G106.3+2.7)
文献3 (>10 TeV）

10文献3

PeV宇宙線
星間物質

ガンマ線の量PSR J2229+6114

サブPeV ガンマ線

ポンチ絵

赤経・赤緯
黒の等高線：超新星残骸の位置
水色の等高線：分子雲の位置★印はチベットのガンマ線分布の中心((赤丸は1σ誤差円)

1 10 100ガンマ線のエネルギー（TeV）♦印はパルサーの位置
×印はFerimi,✜印はVERITAS, ▲印はHAWC)

 ケフェウス座方向の超新星残骸G106.3+2.7からの100 TeV (0.1 PeV)超のガンマ線を観測 ガンマ線の放射位置が、パルサーから離れた、超新星残骸と星間物質の重なる場所からは世界初
 宇宙線起源のガンマ線の可能性が高い → 「PeV宇宙線加速源」の有力候補

銀河面からのサブPeV拡散ガンマ線（> 0.4 PeV）
文献411

文献4
ガンマ線の数0.1度

赤経・赤緯
黒い曲線は銀河面、灰色の部分は観測視野外、青丸は観測データ、赤×は既知の高エネルギーガン
マ線源、銀河面に沿って青丸のガンマ線信号が集中

1度

ガンマ線方向と最も近い高エネルギーガンマ線源とのなす角度。
赤丸は観測データ、黒実線は銀河面から来ている場合の予想値、黒破線は全天球から一様に来ている予想値、もしも電子起源の場合は1度以内に集中するはず！

 銀河面に沿って、既知の高エネルギーガンマ線天体から離れた場所で、拡散サブPeVガンマ線(>0.4 PeV)を5.9σで検出→PeV宇宙線起源の銀河系内サブPeV拡散ガンマ線を発見
 ガンマ線量が地球で観測される宇宙線量を用いた理論モデルの予想値と無矛盾
 → PeV宇宙線が銀河系内起源であることの初めての実験的証拠

授賞対象となった論文
1. M. Amenomori et al. (Tibet ASγ collaboration), “First Detection ofPhotons with Energy beyond 100 TeV from an AstrophysicalSource”, Phys. Rev. Lett. 123, 051101 (2019).
2. M. Amenomori et al. (Tibet ASγ collaboration), “Gamma-Ray
Observation of the Cygnus Region in the 100-TeV Energy Region”,
Phys. Rev. Lett. 127, 031102 (2021).
3. Tibet ASγ collaboration, “Potential PeVatron supernova remnant
G106.3+2.7 seen in the highest-energy gamma rays”, Nature
Astronomy 5, 460 (2021).
4. M. Amenomori et al. (Tibet ASγ collaboration), “First Detection ofsub-PeV Diffuse Gamma Rays from the Galactic Disk: Evidence for
Ubiquitous Galactic Cosmic Rays beyond PeV Energies”, Phys.
Rev. Lett. 126, 141101 (2021).

12