ガンマ線・宇宙線物理﨏さこ 隆志2024/3/6

宇宙線研スプリングスクール20241ガンマ線・宇宙線物理~”The 宇宙線”研究~

謎、銀
の
年
0
0
1

河系

起源に
の
線
宙
宇

迫れ！

﨏さこ 隆志2024/3/4

宇宙線研スプリングスクール2024

2

宇宙線ってなに？

3

宇宙線ってなに？
ハド
ロン
反粒子
模型
Te V ガチ・レ
体超新星残 線
準
ンマ
合
ェ 標
プト
宙骸
レ
子 星線 ・ P e V ガ ンン宇性
粒 子ン コ
マ
ー
中
線
ト
素
ギ
ッ
フ
連星
ル
光
ェ原 始 ブ ラ ッ
ネ
tron
子
ジ
a
ク
エ
電
V
ホ
ー
ー
e
ギ
的
高
ル
P
ル
最
論
高エネニュー
対
トリ
W
二次
相
I
重力
MP
宇宙
ノ振 初期宇
ー
宇宙
波
タ
磁場
宙
動
空気
マ
ト
ク
線
ア
ス
シャ
ダー
ク
バー
ワー
化
線
シ
マ
進
宙線
オ
ガン
河
河宇
ン
子
銀
ノ
銀
粒
ー
れ
ュ
ぶ
トリ
や
ミ
の
ー
パイ 中
称性
ニュ
間子
CP対

4

宇宙線ってなに？
ハド

ロン
模型
チ
・レ
超新星残 線
準
ェ 標
プト
宙骸
レ
ン
宇
粒 子ン コ
ー
ト
素
ギ
フ
ッ
連星
ル
n
光
ェ原 始 ブ ラ ッ
o
ネ
r
t
ジ
a
クホー
エ
電子
V
ー
e
ギ
的
高
ル
P
ル
最
論
高エネニュー
対
トリ
W
二次
相
I
重力
MP
宇宙
ノ振 初期宇
ー
宇宙
波
タ
磁場
宙
空気
マ
動
ト
ク
線
ア
ス
シャ
ダー
ク
バー
ワー
化
線
シ
マ
進
宙線
オ
ガン
河
河宇
ン
子
銀
ノ
銀
粒
ー
れ
ュ
ぶ
トリ
や
ミ
の
ー
パイ 中
称性
ニュ
間子
CP対

反粒子
体
ンマ
合
線
子 星 ・ PeVガ ン
マ線
中性

TeVガ

で、結局宇宙線ってなに？
51ページで学ぶ「宇宙線とは？」様々なエネルギーの宇宙線がやってくる••••

大体 1秒間に指先(1cm2 )を1個到来 [注：大気の外]エネルギーが一桁増えると、頻度は約 1/1000
1020 eVの宇宙線が来ている(100km2 に年に一個)
人工加速器の最高エネルギーは 7x1012 eV

到来頻度[狭義]宇宙から降り注ぐ高エネルギー原子核• 陽子、ヘリウム原子核、… 鉄原子核、…
[広義]• 電子、陽電子、ガンマ線、ニュートリノ
• ダークマター、重力波

宇宙加速器はどこにある？
• 謎？？
• 宇宙の極限天体・現象が関わるはず
世界最大の粒子加速器 LHC(CERN, スイス,フランス国境）

横軸の単位はeV（エレクトロンボルト）
全周27km1eV = 電⼦を1Vで加速した場合のエネルギー
6= （山手線が35km)
1.6x10-19 J (ジュール)1ページで学ぶ「宇宙線とは？」
•
•
•
•
•

粒⼦⾃⾝が⾼エネルギー
⾼エネルギー天体現象に伴って⽣成(GW)
⾼エネルギー物理学の対象（DM・ν）
伝統的な天⽂学が扱わない
電磁波以外（ガンマ線を除く）

様々なエネルギーの宇宙線がやってくる••••

大体 1秒間に指先(1cm2 )を1個到来 [注：大気の外]エネルギーが一桁増えると、頻度は約 1/1000
1020 eVの宇宙線が来ている(100km2 に年に一個)
人工加速器の最高エネルギーは 7x1012 eV

到来頻度[狭義]宇宙から降り注ぐ高エネルギー原子核• 陽子、ヘリウム原子核、… 鉄原子核、…
[広義]• 電子、陽電子、ガンマ線、ニュートリノ
• ダークマター、重力波

宇宙加速器はどこにある？
• 謎？？
• 宇宙の極限天体・現象が関わるはず
世界最大の粒子加速器 LHC(CERN, スイス,フランス国境）

横軸の単位はeV（エレクトロンボルト）
全周27km1eV = 電⼦を1Vで加速した場合のエネルギー
7= （山手線が35km)
1.6x10-19 J (ジュール)1ページで学ぶ「宇宙線とは？」様々なエネルギーの宇宙線がやってくる••••• ⾼エネルギー• ⾼エネルギー物理学・⾼エネルギー天体現象に伴って⽣成• 伝統的な天⽂学が扱わない• 電磁波以外（ガンマ線を除く）

本講義のテーマ

大体 1秒間に指先(1cm2 )を1個到来 [注：大気の外]“The 宇宙線”
エネルギーが一桁増えると、頻度は約 1/1000
1020 eVの宇宙線が来ている(100km2 に年に一個)
人工加速器の最高エネルギーは 7x1012 eV

到来頻度[狭義]宇宙から降り注ぐ高エネルギー原子核• 陽子、ヘリウム原子核、… 鉄原子核、…
[広義]• 電子、陽電子、ガンマ線、ニュートリノ
• ダークマター、重力波

宇宙加速器はどこにある？
• 謎？？
• 宇宙の極限天体・現象が関わるはず
世界最大の粒子加速器 LHC(CERN, スイス,フランス国境）

横軸の単位はeV（エレクトロンボルト）
全周27km1eV = 電⼦を1Vで加速した場合のエネルギー
8= （山手線が35km)
1.6x10-19 J (ジュール)1ページで学ぶ「宇宙線とは？」様々なエネルギーの宇宙線がやってくる••••

大体 1秒間に指先(1cm2 )を1個到来 [注：大気の外]エネルギーが一桁増えると、頻度は約 1/1000
1020 eVの宇宙線が来ている(100km2 に年に一個)
人工加速器の最高エネルギーは 7x1012 eV

到来頻度[狭義]宇宙から降り注ぐ高エネルギー原子核• 陽子、ヘリウム原子核、… 鉄原子核、…
[広義]• 電子、陽電子、ガンマ線、ニュートリノ
• ダークマター、重力波

宇宙加速器はどこにある？
• 宇宙の極限天体・現象が関わるはず• 謎？？
世界最大の粒子加速器 LHC(CERN, スイス,フランス国境）

横軸の単位はeV（エレクトロンボルト）
全周27km1eV = 電⼦を1Vで加速した場合のエネルギー
9= （山手線が35km)
1.6x10-19 J (ジュール)？

なぜ起源がわからない？
=> 強敵：宇宙磁場
1019eV

1015eV？

銀河系の中での宇宙線陽⼦の運動

10• 地球で観測される宇宙線の到来⽅向から、宇宙線の発⽣源の⽅向はわからない• 銀河系内の天体は>数1015eVの陽⼦は閉じ込められない、
つまり銀河系内天体の陽⼦加速限界は数1015eV(数PeV)

「最⾼エネルギー宇宙線」
銀河系外宇宙線の起源？

なぜ起源がわからない？
=> 強敵：宇宙磁場
戦略１：最⾼エネルギーを狙う！
1019eV

1015eV？

1020eV
銀河系の中での宇宙線陽⼦の運動

11？

なぜ起源がわからない？
=> 強敵：宇宙磁場
1019eV

1015eV？

1020eV
銀河系の中での宇宙線陽⼦の運動

戦略2：銀河宇宙線の精密測定「⾼エネルギー宇宙線」
銀河系内宇宙線の加速限界
12？

なぜ起源がわからない？
=> 強敵：宇宙磁場
1019eV

1015eV？

1015eV CR
𝜋0𝛾Interstellar
Ma+er

1020eV
銀河系の中での宇宙線陽⼦の運動

戦略2：銀河宇宙線の精密測定
1014eV 𝛾「⾼エネルギー宇宙線」
銀河系内宇宙線の加速限界
13
戦略3：ガンマ線を狙う！
「⾼エネルギーガンマ線天⽂学」

荷電粒⼦観測（陽⼦、原⼦核）TeV=1012eV, PeV=1015eV, EeV=1018eV• 銀河最⾼エネルギー粒⼦
最⾼エネルギー宇宙線観測（テレスコープアレイ）• 宇宙最⾼エネルギー粒⼦• 銀河系外• 超レア⾼エネルギー宇宙線観測（Tibet, ALPACA）• ⾼精度観測• 超巨⼤実験• 銀河系内外TeV

PeVEnergyEeV
最⾼エネルギーガンマ線観測（Tibet, ALPACA）

⾼エネルギーガンマ線観測（MAGIC, CTA）

• 宇宙最⾼エネルギー光⼦• 銀河系内• 2019年に観測確⽴

ガンマ線観測14

宇宙線のエネルギースペクトル（DʼEnterria et al., Astropart. Phys., 35,98-113, 2011 ）
•
•

Flux
•
•
•
•

Knee: end of galactic
proton CR

𝐽 ∝ 𝐸 !".$ (below knee)
𝐽 ∝ 𝐸 !%.& (above knee)
𝐽 ∝ 𝐸 !".$ (above ankle)
𝐽 ∝ 𝐸 !' (above cutoﬀ)(GZK) cutoﬀ:
end of CR spectrum• マクスウェル分布ではなくべき（power law）型
•
•
Ankle

PeV

y=b+ax

𝐽 = 𝐽(𝐸) ⇒ 𝑙𝑜𝑔𝐽 = 𝑙𝑜𝑔𝐽( + 𝛼 𝑙𝑜𝑔𝐸
𝑙𝑜𝑔 𝐸".'𝐽 = 𝑙𝑜𝑔𝐽( + 𝛼 + 2.5 𝑙𝑜𝑔𝐸

「熱いガス」ではない
熱的(thermal)ではないエネルギー付
与, 粒⼦加速（particle
acceleration）が起きている=>粒⼦加速天体を探せ！
15

エネルギー、運動量と rigidity (剛度)
• 電磁場中での運動⽅程式：

! #⃗
!$

= 𝑞 𝑣×𝐵⃗+ 𝑞𝐸• ⾼エネルギー（相対論的）なので E（エネルギー）= pc（運動量xc）、v=cとする
𝐸* = 𝐸+,の時

B

陽⼦（q=e）

•

!%
!$

=

! #⃗⁄'!$

ヘリウム（q=2e）= 𝑣×𝐵⃗+ 𝐸と、rigidity Rを定義すると、粒⼦軌道は電荷に依存しない

𝑅* = 𝑅+,の時
陽⼦（q=e）

ヘリウム（q=e）• 回転半径＞天体のサイズで加速限界が決まる• 加速限界 rigidityは原⼦核種によらない

16

log(Flux)

Standard Scenario of Cosmic-Ray Spectrum

Rigidity : R = pc/Ze ∼ E/Ze

proto
n
Heliu
m
Light
ions
Heav
y ion
s

Kneeが銀河系内の加速限界とする
approx. 4x1015 V

log(R)
ü 同じrigidityの粒子は電磁場中で同じ軌道で運動=> Rigidityスペクトルはどの原子核でも同じ
ü 宇宙線加速器は有限のサイズと磁場強度もつ
17=> 加速限界rigidityはどの原子核でも同じ

log(Flux)

Standard Scenario of Cosmic-Ray Spectrum
銀河系内の陽子の加速限界
approx. 4x1015 eV

proto
n
Heliu
m

Light
ions

Energy : E = R× Ze

銀河系内の鉄の加速限界
approx. 1017 eV

Heav
y ion
s

log(E) = log(R) + log(Ze)ü 「エネルギー」スペクトルにすると、原子番号Z倍だけ右にシフトü 鉄（Z=26）の加速限界エネルギーは 26×4×10&' ∼ 1017eV
18

log(Flux)

Standard Scenario of Cosmic-Ray Spectrum

Scale-up for Extra-Galactic sources

Galactic CRslog(E)
ü 銀河系内の限界とこえると、銀河系外からの宇宙線が支配的になる
ü 銀河系外には多分、我々の銀河より強力な加速天体があるだろう
19

Standard Scenario of Cosmic-Ray Spectrumlog(Flux)

銀河系内陽子の加速限界

knee

銀河系内鉄の加速限界

2nd knee
銀河系内外の遷移

ankle

宇宙線の終わり？

(GZK) cutofflog(E)
1015 eV1018 eV20

10 eV

ü エネルギースペクトルの構造を説明可能
ü 粒子種（原子核種、質量）のエネルギー依存があるはず
20

Standard Scenario of Cosmic-Ray Spectrumlog(Flux)

knee

heavy
2nd knee

mass

ankle

?
(GZK) cutoff

light (=proton)
1015 eVlog(E)
1018 eV20

10 eV

ü エネルギースペクトルの構造を説明可能
ü 粒子種（原子核種、質量）のエネルギー依存があるはず21

⾼エネルギー宇宙線の課題• 宇宙線標準モデルの実証• 「どこで」「どのように」発⽣？

よ
どの

うに

• 加速限界はrigidityは？Knee (4x1015eV=4PeV)は陽⼦の加速限界？
ü宇宙線原⼦核種別エネルギースペクトル測定• 磁場で曲がる宇宙線で「宇宙磁場」の研究ができる？

線
宇宙ü太陽磁場変動の研究の応⽤• sub-PeVガンマ線観測で数PeV陽⼦の存在を証明
ü加速天体周辺でのガンマ線⽣成
ü銀河系空間でのガンマ線⽣成
ü南半球での観測

どこで

TeV=1012eV, PeV=1015eV, EeV=1018eV

23

⾼エネルギー宇宙線・ガンマ線観測の⽅法〜空気シャワー〜
銀河系内宇宙線
このへんの宇宙線と• >数PeVの宇宙線は “1個/1m2/年”• >100TeVのガンマ線は明るい天体で”~1個/1m2/1000年”• PeVのエネルギーを吸収するには巨⼤な検出器が必要

PeV

宇宙での観測は無理！
sub-PeV
このへんの
ガンマ線が
ターゲット

地球⼤気を検出器として利⽤する「空気シャワー」実験
24

宇宙線

エネルギーが高いと、空気の分子と衝突して大量の粒子を生成

ほとんどが地球の大気に吸収される

一部が地上に到達する（ミュー粒子）地上に大量の粒子が降り注ぐ＝ 空気シャワー現象

25

宇宙線

エネルギーが高いと、空気の分子と衝突して大量の粒子を生成

ほとんどが地球の大気に吸収される

一部が地上に到達する（ミュー粒子）地上に大量の粒子が降り注ぐ＝ 空気シャワー現象

空気シャワーアレイ、で観測
数万m2の有効面積

26

27
宇宙線陽子

空気中の原子核（陽子と中性子の集まり）

初めはなかった新しい粒子が生まれる28
壊れた原子核中性子

荷電パイ中間子
中性パイ中間子

突き抜けた陽子

安定粒子（陽子、中性子）と高エネ
ルギー中間子は、次の衝突をする

29
壊れた原子核中性子

荷電パイ中間子
中性パイ中間子

突き抜けた陽子

中性パイ中間子は、ガンマ線に崩壊。
ガンマ線 => 電子・陽電子 (電子対生成)
電子・陽電子 => ガンマ線（制動放射）の粒子増殖を繰り返す電磁カスケードシャワーを形成。

30
壊れた原子核

ミュー粒子

ニュートリノ

中性子

荷電パイ中間子

突きけた陽子

荷電パイ中間子は、
エネルギーが高いと、次の衝突を起こす
エネルギーが低いと、ミュー粒子とニュートリノに崩壊
ミュー粒子とニュートリノはほとんど反応しないで地上（地中）に到達

31
壊れた原子核

ミュー粒子

ニュートリノ

中性子

荷電パイ中間子
中性パイ中間子

突き抜けた陽子• 地球大気の中では常に、高エネルギー素粒子反応が起きている• 生成粒子の種類、エネルギーによって、次の反応が全く違う• 地上には様々な素粒子が降り注いでいる（空気シャワー）=> 最終的にはミュー粒子、電子・陽電子、ガンマ線が主成分

チベット空気シャワー実験の動画

h"ps://drive.google.com/ﬁle/d/1pgP6ghl61avBKIujGoBN-LAhxvv2ax_j/view?usp=sharing も参照

32

Tibet-III Air Shower (AS) Array

4,300 m a.s.l. (606 g/cm 2)
p Number of Scinti. Det.
p Effective Area for AS
p Energy regionp Angular Resolution(Gamma rays)
p Energy Resolution(Gamma rays)
p F.O.V.
p Trigger Rate

0.5 m 2 x 789~37,000 m 2~3TeV - 100 PeV~0.4°@10 TeV~0.2°@100 TeV~50% @10 TeV~20% @100TeV~2 sr
1.7 KHz33

空気シャワーの観測例
粒⼦数密度分布=> ⼊射粒⼦のエネルギー

粒⼦到来タイミング分布=> ⼊射粒⼦の到来⽅向

34

「月の影」による装置性能の実証
pエネルギーの絶対値
p角度・方向分解能
The Astrophysical Journal, 692, 61-72(2009)

東西のずれ
南北のずれ
0.008o ±0.011o

Pointing Error< 0.011o

Absotute Energy Scale Error < 12%35+4.5%(±8.6stat.±6.7syst.)%だったら太陽の影も

36

1996

2001

極小期

1997

1998

1999

2002

2003

2004

2000

2005

太陽の影 10 TeV
年変化 Tibet-II
Excess/B.G.(%)

Low sta2s2cs
2006

極大期

2007

極小期

2008

37

仮定する太陽圏の磁場
コロナ磁場 à 2つのSource Surface モデル (PFSS / CSSS)
Kitt Peak の太陽表面磁場の観測から推測する
太陽の１自転周期(～27日)ごとの平均モデル
惑星間磁場 à パーカー・スパイラルモデル
太陽風速度は名大IPS観測の緯度依存を考慮
地磁気 à 双極子磁場モデル
極小期(1996年)
PFSS

極大期(2000年)
PFSS

Pictures fromK. Hakamada

38Sunsp100

statistic

60

−1
−2
140
−3
100
−4
−5 MIN60−6

on’s shadow
Deficit (%)

MC moAmenomori et al, PRL, 111, 011101 (2013)

180

Moon’sshadow
Sun’s shadow
Deficit(%)
Deficit (%)

Sun’s shadow
Sunspot
numberDeficit(%)

Past
Results (Tibet-II >10TeV)
20
MAX

(b)
a

PFSS Rss=2.5R
CSSS Rss=2.5R
CSSS Rss=10R

20

MIN

a 2

! is d

−1
−1

(c)
b

−2
−2
−3
−3
−4
−4
−5
−5

PFSS Rss=2.5R
CSSS Rss=2.5R
CSSS Rss=10R

−6
−6
−1

1996

1998

2000

2002

PFSS model fails!
2004

2006

2008

−2

Year

−3

ü 太陽活動と太陽の影の深さの相関

2010

c

FIG. 3 −4(color online).
Temporal variations of (a) the monthlyü 太陽近傍磁場構造の間接測定−5

PFSS RCSSS RCSSS R

Rss ¼
Rss (
magne
field liThe39
MC sim原⼦核種の決定（標準モデルの検証）
陽⼦シャワーE0

原⼦核シャワー

Ax(E0/A)
質量数

標準モデル• Kneeまでは軽くて（陽⼦中⼼）• Knee以上はだんだん重くなる• 2nd kneeで⼀番重いはず観測するのは粒⼦増殖の成れの果て
どうやって⼊射粒⼦の種類を判別？

原⼦核のシャワーは低エネルギー陽⼦シャワーの重ね合わせ陽⼦（軽い原⼦核）のシャワーは発達中重い原⼦核のシャワーは発達末期 40

helium in cosmic rays around the knee using the proton +helium spectra and the all-particle energy spectrum obtained by(a)the Tibet air shower array [20]. Shown in Fig. 4 is the fractionof primary cosmic rays heavier than helium nuclei assumingFig.
the3. Energy spectra of primary cosmic-ray helium nuclei obtained by the present

チベット実験による陽⼦のスペクトル
knee

knee

全宇宙線

陽⼦のみ

(b)

p,He以外の割合

tributionmodel inFeynmanat in the• kneeで陽⼦はすでに主成分ではない
Fig. 4. Fraction of the primary cosmic-rays heavier than helium nuclei obtained
he present experiment (a)•and陽⼦の加速限界はkneeのあたり？
they are compared with other experiments (b): Tibet-B.D. [9],by assuming
pectra are from the experiments: PROTON satellite [19], Tibet-III [20] and AKENO[21]. For the QGSJET and SIBYLL interaction models. Our results are• knee前後で宇宙線の平均質量が次第に重くなっていく
compared with those by the KASCADE experiment [16].
• 他実験と⼀致・不⼀致あり（絶対値、カットオフ）• 他実験は解析に使う相互作⽤モデル依存が強い
QGSJET model and the SIBYLL model which are compared• 標準モデルほど単純ではない？
with those obtained recently by the KASCADE experiment41=> LHCによる相互作⽤モデルの改良・新世代実験によるミューオンの⾼精度測定[16]. Our results using 4 kinds of simulation models commonly

the p
ing t
ber a
analy
prim
The s
and t
−3.0
by th
whic
vatio
The a
error
in th
heliu
same
W
clei h
knee
spect

？

なぜ起源がわからない？
=> 強敵：宇宙磁場
1019eV

1015eV？

1015eV CR
𝜋0𝛾1020eV
銀河系の中での宇宙線陽⼦の運動

1014eV 𝛾

戦略3：ガンマ線を狙う！
「⾼エネルギーガンマ線天⽂学」

42

Interstellar
Ma+er宇宙線／ガンマ線

ガンマ線シャワーの選別
ガンマ線à少ないミュー粒⼦

空気シャワー

⾼い透過⼒à地下に侵⼊

200TeV宇宙線(雑⾳)起源の場合
地
上

電⼦・陽電⼦・ミュー粒⼦

地下

200TeVガンマ線起源の場合
地
上
ガンマ線シャワー
はこれだけ

電⼦・陽電⼦・ミュー粒⼦

地下

地面付近を拡大地下ミュー粒⼦の有無で選別可能！！

43

チベット空気シャワーアレイと地下ミューオン検出器
Google Map

羊八井高原,
中国, チベット
海抜4300 m . = 606 g/cm2
44

MD construction sceneTibetASγ

BG除去前

チベットASγ実験による最⾼エネルギーガンマ線の発⾒
ガンマ線シャワー
の特徴

Tibet AS 𝛾 Collaboration, PRL 123, 051101 (2019)

荷電宇宙線シャワーの特徴

かに星雲からの100TeV超ガンマ線の検出に成功
46

TibetASγ

BG除去前

チベットASγ実験による最⾼エネルギーガンマ線の発⾒
ガンマ線シャワー 荷電宇宙線シャワー(a) E >10 TeV
の特徴
の特徴
18
24

(b) E >100 TeV
5

24

16

4

14
12
10
8

22

6
4

21

23
Dec. (deg.)

Dec. (deg.)

23

3
2

22

1
0

21
-1

2

BG除去後

0

20

86

-2

20

-2
84
R.A. (deg.)

82

86

84
R.A. (deg.)82-3

かに星雲からの100TeV超ガンマ線の検出に成功
47

FIG. S2. Significance maps around the Crab nebula observed by the Tibet AS+MD array for (a) E > 1
E > 100 TeV, respectively. The cross mark indicates the Crab pulsar position.

Tibet AS 𝛾 Collaboration, PRL 123, 051101 (2019)TibetASγSNR G106.3+2.7 (Tibet ASg実験による観測)
M. Amenomori et al., Nature Astronomy Le4ers (2021) h4ps://doi.org/10.1038/s41550-020-01294-9

赤道座標上の事例分布 > 10 TeV

源からの角度分布 > 10 TeV

Ø Fit given assuming Gaussian
A exp<latexit sha1_base64="ljgVMCqEDyIsk3cKOwUTHVVV9iU=">AAACwXichVHLThsxFL0MtND0QaCbSt1YjUBBVSNnQAJ1RYuoWAZCIBKGyDM4icU8LI8TlY7mB/oDXXRVpKpC/AVs+AEW/EERq5ZK3XTBnclIVUFt72js43PvuT62HeXJyFB6PmQNj9y5Ozp2r3D/wcNH48WJyY0o7GlXNNzQC3XT4ZHwZCAaRhpPNJUW3Hc8sensLaX5zb7QkQyDdbOvxLbPO4FsS5cbpFpF9oow8VYRwjzRNuUXhO22NXdjprpyx05im5RZJDs+b8XM56ar/bhWf5MkOzZ5Tm5mlpvraWYmYVp2umamVSzRCs2C3AbVHJQgj1pY/AIMdiEEF3rgg4AADGIPOET4bUEVKCjktiFGTiOSWV5AAgXU9rBKYAVHdg/HDq62cjbAddozytQu7uLhr1FJYIqe0UN6RU/pEb2gv/7aK856pF72cXYGWqFa4++f1H/+V+XjbKD7W/VPzwbasJB5lehdZUx6Cneg77/7cFV/uTYVT9MDeon+P9FzeoInCPo/3M+rYu0jFPABqjev+zbYsCvV2Yq9OldafJ0/xRg8hWdQxvueh0VYgRo0cN9j+Arf4Lu1ZElLWXpQag3lmsfwR1jxNfMCrXA=</latexit>

Ø Tibet source posiXon: R.A. = 336.82°±0.16°

Dec = 60.85°±0.10°

•
•

✓

2
2
2( PSF
+

2
EXT )

◆

sPSF = 0.35° from MC simulaXon➡ s EXT = 0.24°±0.10°分子雲と超新星残骸の重なる領域からのガンマ線※ 過去の他の実験結果と無矛盾
パルサーの位置から来ていない → ハドロン起源を示唆！
VERITAS: s1 = 0.27°±0.05°, s2 = 0.18°±0.03°
Fermi: 0.25°-radius disk
HAWC: <0.23° (90% C.L.)48

TibetASγ

sub-PeV銀河面拡散ガンマ線

ajectories of GCRs

銀河系PeV宇宙線プール
lg(E/EeV) = 15.5 – 16.5

銀河系星間物質（陽子）Radio (21cm) HI Map
Hartmann et al. (1997)
Dickey & Lockman (1990)

Figure from slide presented by A. Kääpä (Bergische
Universität Wuppertal) at CRA2019 workshop

Effects of the Galactic magnetic field

sub-PeVガンマ線（0.4 ‒ 1 PeV）

6

49

sub-PeV銀河面拡散ガンマ線

Tibet
ASγ

ajectories of GCRs

銀河系PeV宇宙線プール
lg(E/EeV) = 15.5 – 16.5

銀河系星間物質（陽子）sub-PeVガンマ線（0.4 ‒ 1 PeV）

銀河系
中⼼
Radio (21cm) HI Map
Hartmann et al. (1997)
Dickey & Lockman (1990)

Figure from slide presented by A. Kääpä (Bergische
Universität Wuppertal) at CRA2019 workshop

Effects of the Galactic magnetic field

6

Tibet ASγ 実験
Amenomori+, PRL 126, 141101 (2021)

ü 銀河面からのPeV宇宙線起源のsub-PeV拡散ガンマ線を世界初観測
ü 銀河系内にPeV宇宙線加速天体が存在することを実験的に証明ü 最高ガンマ線エネルギー ～ 1 PeV
50

10% for 100 and 400 TeV, respectively. The
rgy scale uncertainty was estimated to be 12%
tward displacement of the Moon’s shadow center
NATURE ASTRONOMYLETTERSomagnetic field [21]. The live time of the dataset
NATURE ASTRONOMYLETTERS
NATURE ASTRONOMY
om February 2014 to May 2017, and the averageab
SFR
Cygnus cocoonaection time for the Galactic plane observation is
Tibet AS 𝛾 Collaboration,
Nature Astron., 5, 460-464 (2021)
ly 3700 h at the zenith angle
lessthan 40°. The
NATUREASTRONOMYLETTERSn criteria are the same in our previous work [12]e muon cut condition. According to the CASA2
ment, the marginal excess along the Galactic
SNR G106.3+2.7
sub-PeVenergies is 1.63 σ, and the fraction of(b) E >100 TeV
smic-raybackground
eventsisestimated
tobe
ASO-KM2A a e f
a ce dChi . Ph . C 45, 025002 (2021)
ly 3 × 10−5 [18]. In order to search for signals
mall excess fraction, we adopt a tight muon cut innalyses requiring for gamma-ray-like events to
Fig. 2 | Spectral energy distribution of the γ-ray emission and cosmic ray demeasured by different γ-ray instruments. Here, Φ is the γ-ray flux, which is g
Collaboration,
NatureAstron.,5, 465-471 (2021)< 2.1 × 10−4 ðΣρÞ1.2 or ΣN μ < 0.4, where ΣN μ
Fig. 1 | Significance map of the Cocoon region before and after subtraction of the known HAWC
sources at theregion. a, Significance mapof the Cocoon
region.
measurements
for the Cocoon
in this study. The errors on the flux points are
Extended Data Fig. 1 | Spectral gamma-ray energy distribution of G106.3+2.7.Thea, Thepointswith 1σ statisticalmeasurements
mapflux
is indata
Galactic
coordinates,
where berror
and l bars
refer include
to latitude
and longitude, respectively. It is produced as described in ref. . The blue contours are
TibetAS
𝛾annuli
Collaboration,
PRL
126,141101(2021)
measurements by the ARGO observatory shown in grey squares . The red a
by Tibet
AS+MD(redunderground
dots; this work), Fermi (blue squares), VERITAS(purplepentagons)
and theDominionRadio AstrophysicalObservatory’s
number of muons detected
in
the
four
centredat theOB2 association
as listed in Supplementary
Table 1. The green contour is the ROI used for the study, which masks the brightrespectively.
The(γ
grey
triangles
Synthesis Telescope (turquoise blue dots). The two red downward arrows above
10 4 eVshow
99% C.L. b,
upper
limits obtainedby thiswork.
Noteafterthatsubtracting HAWC J2031+415 (PWN) and 2HWC
source2HWC
J2019+367.
Significancemap of the
CocoonregionJ2020+403
Cygni).
The are from the Fermi-LAT analysis in ref. . The
all theorder
VERITAS data
are raised by a factor of 1.62 to account for the spill-overof gamma-ray
signalsoutside theirwindowof 0.32 radius.
of thefrom
region.
(The leptonic modelling results are provided in Extenlight-blue,
medium-blueand dark-bluedashedlines sizeare contours
for 0.16, 0.24 and 0.32 photons per 0.1°!×!0.1° spatialmodellingbin, respectively,
Fermi-LATor array. This is just one
ofpointsmagnitude
The best-fit gamma-ray energy spectrum in the leptonic model is shown by the Cocoon
black solid
curve,
withfluxassuming
by the electron
synchrotron(the. Bothmaps
arethemade
a 0.5° extended
disk radiation
source anda spectral index of −2.6 with 1,343 days of HAWC
data.
rings (0–15!pc,
15–29!pc, 29–44!pc and 44–55!pc) centred at the OB2 associaorange solid curve),
the IC scattering
CMB photons (the green dashed curve) and the IC scattering of IR photons (the light blue dash-dotted curve). The
he criterion used in our previous
work[12].ofTheusing HAWC γ-ray data. The y errors are the statistical errors and the x error
gray open diamond shows the flux of PSR J2229+6114 obtained in the 2!−!10 keV range . b, The best-fit gamma-ray energy spectrum in the hadronic model(signature of the continuous particle injection) and constant profile (signatu
is shown
by the turquoise
curve. The lower panels show the residual Δσofthe fit. (dec.) = 41.51° ± 0.04°), which is a slightly extended to be peaked toward the stellar clusters, but rather trace the difdeclination
urvivalratio
this tightmuon
cutblueissolidexperTibet
AS 𝛾withCollaboration,
symmetry for the γ-ray emission region and by averaging the density profile
source with a Gaussian width of 0.27° and is possibly associated fuse dust emission across the entire Cocoon. This adds difficulty toby the PRL
Tibet123,
AS+MD
array(2019)
for (a) E > 10
and for (b)localandcosmicray density
051101−6TeV
with the PWN TeV J2032+4130 (refs. ), and HAWC J2030+409, the task of distinguishing the leptonic
hadronic
originsaboveof the10!TeV based on Alpha Magnetic Spectromet
imatedtobeapproximately
10
above
400
TeV,
pulsar position.
from ref.
. emissionof the Cygnus
Cocoonwhich is a very-high-energy
counterpart of the GeV Cygnus γ-ray radiation. The measurements100!GeV
Diﬀusea ce e ed
he C ab Neb la a h ee e e gLHAASO
a ge . σ Collaboration,i he ig a f he 2-di e i
Cocoon (Methods). The region after subtraction of HAWC above 10 TeV break the degeneracy of the two origins. As shown
mma-rayratio
is estimated
30%
by
KM2A. The c lsurvivale e e>56TeV
heig ifica
ce. S iChin.
he aPhys.
i to be
al
e
i
he
a
.
J2031+415 (PWN) and 2HWC J2020+403 (γ Cygni) is shown in Extended Data Fig. 1, we find it unlikely that a single electron
C45, 023002 (2021)
population produces γ rays fromcosmic
GeV toray
the density
highest energy
in Fig. 1b.
profileby
above 100 GeV from ref. , which clearly
ASURED
BY THEMD ARRAY
lation. The
comparison
between the cosmic-ray
its synchrotron
radiationAlternatively,
vioHAWC J2030+409 contributes ~90% to the total flux detected inverse-Compton emission without
favours
the 1/r profile.
the 1/r profile is less striking
C ab
i i (R.A. =at the ROI and is detected with a test statistic (equation (1), likeli- lating the flux constraints posed by radio and X-ray observations.
for TeV cosmic rays because of their escape time.
eheMC
simulation
is described in Fig. S1 inhood ratio test), TS, of 195.2 at the position RA = 307.65° ± 0.30°, The leptonic origin of the γ-ray radiation by the Cygnus Cocoon is⌃Nh) MDsa e h(i.e.
i Fig.
µ ) is used as the parameter to discriminateTheangularof theGeV
Cygnus
Cocoon is about 2.1°, which transLHAASOJ1908+0621
for the size
observed
dec. = 40.93° ± 0.26°. The extension is well described by a therefore disfavoured as uniquely responsible
ilshowers.
b ai edAs ishowng he in Fig. 2 in the paper, the muon cut
lates into a radius of r = 55 pc at 1.4 kpc. The size of the Cocoon isMaterial[22].
Gaussian profile with a width of 2.13° ± 0.15° (stat.) ± 0.06° (syst.). and TeV flux.
ortional
The location and the Gaussian width of the source are consistent
The cosmic ray energy density similar
above a protonof 10and
TeVGeV energy range. Assuming a loss-free
he a c to energy,aal eand ⌃⇢ = 1000 roughly corresponds toin bothenergy
the TeV
PWN,?
SNR?
nd
1 shows arrival direcpc fromthe
Cygparticles
OB2(Fig. 2b).
with the measurements by Fermi-LAT from above 1 GeV to a few is calculated for four annuli up to 55
regime,fromWetens of GeV to hundreds of TeV diffuse
e e discussion.—Figure
gie , e b ai
hundred
GeV.
find
that
the
cosmicrayenergydensity
all spatialis larger
HAWC
Collaboration,◦ 0.014 ◦ . events is more than 100, while the muonin theinregion
overbins
a timet given by t = r /(2D) (ref. ), where D
y035
background
2.0 cut±
The spectral energy distribution of the Cygnus Cocoon than the local cosmic ray energy density of 10 eVLHAASO
cm based onCollaboration,
mma-ray-likeeventsin(a)100ð¼10Þ
<E<
ApJ 881:134
is the particle
diffusion
If D(E ) = β D (E ), where D (E )ngedonb⌃⇢.KM2A
As a result,
we successfully suppress
99.92%(2019)of
has been extended from 10 TeV in the previously published Alpha Magnetic Spectrometer measurements. Therefore,
as forcoefficient.
thef
51 at a given energy E
2.2 the muon cut.
2.6
is theaveragediffusioncoefficientin the Galaxy
Nature,594, 33-36(2021)
measurementby thedirection
ARGO observatory
to 200 TeVgamma-ray-likein this GeV γ rays , TeV event
γ rays come fromthe freshly
accelerated
cosmicFIG. 1. The
arrivalof each
TeV,
(b)
ÞTeV,
aerve
gle24
le photon-likeha 158ð¼1050 ◦ , events afterÞ<E<398ð¼10andthanβ is fromthe suppression
coefficient, then at 10 GeV
analysis. The measurement above 0.75 TeV can be described rays inside the Cygnus Cocoon, rather
the older Galactic

sub-PeVガンマ線天⽂学の夜明け
250

6Dec. (deg.)

2
1
0

Crab

21

-1

30

2

1

-2

20

86

84
R.A. (deg.)

82

14

-3

The Astrophysical Journal, 881:134 (13pp), 2019 August 20

S

bution above 100 TeV for the Crab nebula events. Rµ is

package18, which allows us to estimate the parent particle spectrum
to best reproduce the observed gamma-ray energy spectrum.
For10
the energy distribution of the parent particles, we assume an exponential cut-off power-law form of dN=dE / E!α expð!E=Ecut Þ.
IWe provide the best-fit gamma-ray spectra
for hadronic6 and leptonic models (Extended Data Fig. 1) and list the best-fit parameters (Supplementary Table 2). In the hadronic model, we obtain
Ecut ≈ 0.5 PeV and α ≈ 1.8. The value of α falls between that preAbeysekara
et al.
dicted in thestandard
diffusive shock acceleration (α = 2) and theasymptotic limit of the very efficient proton acceleration (α = 1.5)
(refs. 19,20). The total energy of protons with energies10>1 GeV(>0.5 PeV) is estimated to be ~5.0 × 1047 erg (3.0 × 1046 erg) for a target gas density of 10 cm−3. One might argue that, considering theestimated SNR age of 10 kyr, PeV protons escape the SNR muchearlier than the present time in the standard theory of cosmic-ray
acceleration. Given that Ecut ≈ 0.5 PeV and that the maximum energy
of protons that remain inside an SNR is proportional to τ−0.5 whereτ is the SNR age21, protons should be accelerated up to ~1.6 PeV at
τ = 1 kyr in the case of G106.3+2.7. This suggests that the acceleration of protons at G106.3+2.7 should be efficient enough21 to pushtheir maximum energy up to ~1.6 PeV during the SNR free expansion phase. In addition, G106.3+2.7 has a dense molecular cloudnearby that is indispensable for accelerated protons to produce
TeV gamma rays via π0 production. With α ≈ 1.8, the proton energy
spectrum does not appear softened, which implies that protons may
not be able to escape the SNR easily owing to the suppression of the
diffusion coefficient (Supplementary Information). Future observations of the physical parameters of G106.3+2.7 such as the magnetic
field and the particle density could provide useful information forthese theoretical studies on its mechanisms of particle acceleration

0.5

HAWC J2030 + 409

1.0

1.5

–2

2.0

2.5

3.0

ϕ2 (deg2)

2
1
0

3.5

4.0

–1
–2

–3
Fig. 2 | Projected angular distribution of events observed above 10!TeV.
The–4 horizontal axis ϕ2 represents the square of the opening angle between
the estimated event arrival direction and the centroid of gamma-ray
emissions determined by this work. The red circles with 1σ statistical error
85 84 83 82 81 80 79 78 77 76 75 74
bars are the experimental data with the best-fit black curve (Methods).

–3
–4

–4

–2

0

2

4

6

8

10

12

14

Sub-PeVの空は

10–11

HAWC

Fermi 4FGL

10–12

85 84 83 82 81 80 79 78 77 76 75 74 10(°) distribution by our Monte Carlo
The blue histogram is the expectedlevent
simulation assuming a point-like gamma-ray source.

Alternatively, the observed
gamma-rayemission might result
Significance(σ)
from protons accelerated by the SNR up to 0.1 PeV and thenre-accelerated up to 1 PeV by the adiabatic compression of the
Boomerang pulsar wind nebula (PWN) inside the SNR22. If theadiabatic compression ended at an age of 5 kyr as estimated in ref. 22,
accelerated PeV protons need to travel a distance of 6 pc from the
Boomerang PWN to the molecular cloud during the lapse timeof T = 5 kyr until the present time. The diffusion coeffiicient of a
0.5 PeV proton in the interstellar medium with a∘ magnetic field of
3 μG would be p
Dﬃﬃﬃﬃﬃﬃﬃ≈ 2 × 1030 cm2 s−1 (ref. 23), which gives a diffusion
length of L ! 2 DT = 380 pc (ref. 24) for T = 5 kyr. As the diffusion
I an SNR could be shorter by a factor of 10 or more25,
length around
we then estimate L ≲ 38 pc. As this is much larger than 6 pc, it would
be possible for 0.5 PeV protons to diffuse from the Boomerang
PWN to the molecular cloud and emit TeV gamma rays through π0
production. This scenario might not be natural, however, consid12,13
ering that TeV gamma-ray
emissions have not been detected fromother molecular cloud clumps around the source (Fig. 1, green contours) although protons should also be able to diffuse up to them,and considering that the proton spectrum needs to be kept hardwith α ≈ 1.8 after the diffusion of 6 pc for T = 5 kyr.
In the leptonic model, we obtain Ecut ≈ 190 TeV, α ≈ 2.3 and an
SNR magnetic field strength of ~9 μG. The total energy of relativistic
electrons with energies >10 MeV is estimated to be ~1.4 × 1047 erg.
We estimate (Supplementary Information) that electrons need to be
newly accelerated within 1 kyr if they originate from the SNR, andthat electrons provided by the Boomerang PWN are not likely to
produce the observed gamma-ray emission in view of the energy
budget and the gamma-ray morphology. The X-ray flux for thesmall 2′-radius region at PSR J2229+6114 has been measured in the
2−10 keV range6, whereas the X-ray flux for the extended regionof our gamma-ray emission region with the 1σ extent of 0.24° has
not been published yet, although X-ray data of the region observedby Suzaku, XMM-Newton and Chandra are publicly available(https://www.darts.isas.jaxa.jp/astro/suzaku/data/public_list/). We
point out that a flux upper limit14on the synchrotron spectrum at
the X-ray band would provide important information to rule out
the leptonic scenario for particle acceleration atΓ the gamma-rayФγ (TeV cm–2 s–1)

–1 0 0

10–10

3

b (°)

Number of events

2HWC J2031+ 415

HAWC J2031+ 415

0

A recent burst

4

Fermi-LAT Collaboration (2011)
Aharonian et al. (2019)7

Fig. 1 | Significance map around SNR G106.3+2.7 as observed by
Tibet AS+MD above 10!TeV. The inset figure shows our point spreadfunction (PSF). The red star with a 1σ statistical position error circle isthe centroid of gamma-ray emissions determined by this work, whereas
the magenta open cross, the black X mark and the blue triangle are thecentroids determined by VERITAS14, Fermi29 and HAWC15, respectively The
black contours indicate 1,420!MHz radio emissions from the Dominion
Radio Astrophysical Observatory synthesis telescope16,17, and the cyan
contours indicate 12CO emissions from the Five College Radio Astronomy
Observatory survey3. The grey diamond at the northeast corner of the radio
emission marks the pulsar PSR J2229+6114.

3

22

–1

336

Right ascension (deg)

4

23

338

150

Continuous injection

5

2HWC J2019 + 367

340

2

10–9

6

+ 36

59

5

24

3
100

OB2 Association

0

4

7

019
C J2
2HW

1

5

150

3
+ 40
020
9
C J2
+ 40
2HW
030
C J2
415
HAW
031+
C J2
HAW

2

PSF

b (°)

3

60

6

4

Significance (σ)

Declination (deg)61

2HWC J2020 + 403

7

200

5

10

l (°)

–4

–2

0

2

4

6

8

10

12

ARGO

–13

9

1010

1011

1012

Eγ (eV)

1013

1014

1015

14

Significance (σ)

γ

11

14

19

19

19

16

賑やかだ
10

17

Extended Data Fig. 5 | Phenomenological fits to the γ−ray observations of
diff
LHAASO J1908+0621, and previous observationsof potential
counterparts.
−3−3
The inset shows the KM2A significance map, indicating the potential
counterparts of the UHE γ-ray source.18
The colour bar shows the significance( TS ). The green circle indicates the PSF of LHAASO. The Fermi LAT points for
LHAASO J1908+0621 analysed in this work, as well as ARGO48, HESS 49 and
HAWC4 data, are shown together with the LHAASO measurements. The dottedcurve shows the leptonic model of radiation, assuming an injection of electron/
positron pairs according to the pulsar’s spin-down behaviour, with a breaking

20 Two types of
The solid curves correspond to2
the hadronic model of radiation.
diffenergy distributions
are assumed for the parent proton population: (i) a single* protons, N(E) ≈ E−1.85* exp[−E/(380 TeV)] (thin solid *power-law spectrum of parent
0 an exponential cutoff of parent
0
curve); (ii) a broken power-law spectrum with*
protons, with indices 1.2 and 2.7 below and above 25 TeV, respectively, and acutoff energy of 1.3 PeV (thick solid curve). In the inset sky map, the black
diamond shows the position of PSR J1907+0602, the black contours correspondto the location of supernova remnant SNR G40.5-0.5 and the white circle is the
position and size of HESS J1908+063. The cyan regions are the dense clumpsSub-PeVガンマ線天⽂学、次のステップ
2(b) E >100 TeV
18
5

24

16

4

14
12

8
6
4

Dec. (deg.)

10

23

3
2

22

1
0

21
-1

2
0

-2

20

-2
86

84
R.A. (deg.)82-3

Tibet AS 𝛾 Collaboration,
PRL 123, 051101 (2019)

銀河の中⼼rved by the Tibet AS+MD array for (a) E > 10 TeV and for (b)Crab pulsar position.

LHAASO Collaboration,
arXiv:2305.1703v1(2023)with a spectral
Figure 1. Significance maps of the region monitoredby LHAASO.
A point test sourceof 2.6 for WCDA data and 3.0 for KM2A data is used.

MEASURED BY THE MD ARRAY

in the MDs (i.e. ⌃Nµ ) is used as the parameter to discriminate
air showers. As shown in Fig. 2 in the paper, the muon cut
roportional to energy, and ⌃⇢ = 1000 roughly corresponds tosignificance. In this work, a power-law spectrum is assumed with an index of 2.6 for WCDA d
the energy range 1 25 TeV and 3.0 for KM2A data at energies E > 25 TeV as initial condi
This leaves only one free parameter for the likelihood calculation. According to Wilks’ Theorem
TS ispdistributed as 2 with one degree of freedom (dof), and the significance can be estimated
S = TS. Figure 1 shows the significance maps obtained in the energy bands 1 TeV < E < 25
and E > 25 TeV in Galactic coordinates. The signals are clearly visible. However, most soin the Galactic plane are nearby and overlapping. Hence, further analysis is needed to derivesource separately.

-ray background events is more than 100, while the muon cut
ending on ⌃⇢. As a result, we successfully suppress 99.92% of
observe 24 photon-like events after the muon cut.
istribution above 100 TeV for the Crab nebula events. Rµ isµ on the muon cut line in Fig. 2 at the observed ⌃⇢. Threehich corresponds to the leftmost bin corresponds Rµ = 0 in
n Rµ < 1 region, and the relative muon distribution after the
y the photon MC simulation. This isTibet
unequivocal
evidence forPRL 126, 141101 (2021)
AS 𝛾 Collaboration,

銀河の中⼼

賑やかだ
Sub-PeVの空はの本命！！
次は南半球、銀河52

3. CONSTRUCTION OF THE CATALOG

plausibly been more active over the last 106–107 years, and therefore
should be considered as a viable alternative to supernova remnants
as a source of petaelectronvolt Galactic cosmic rays.
The large photon statistics accumulated over the last 10 years ofobservations with the High Energy Stereoscopic System (HESS),
together with improvements in the methods of data analysis, allow fora deep study of the properties of the diffuse very-high-energy (VHE;

amount of target gas (see E
energy density in the centra
magnitude larger than thatfills the Galaxy, while the enrays in this region has a leveence of one or more acceler
the central molecular zone.

銀河中心ブラックホールはPeV加速天体?
+00.6

a

+00.4

b

Galactic latitude (degrees)

+00.4
+00.2

+00.2

+00.0

+00.0
Sgr A*
–00.2

–00.2

–00.4
–00.4
–00.6
01.0

00.5
00.0
Galactic longitude (degrees)

359.5

Figure 1 | VHE γ-ray image of the Galactic Centre region. The colour
scale indicates counts per 0.02° × 0.02° pixel. a, The black lines outline
the regions used to calculate the cosmic-ray energy density throughout
the central molecular zone. A section of 66° is excluded from the annuli(see Methods). White contour lines indicate the density distribution of

359.0

Ga

molecular gas, as traced by its

Abramowski, et al,SgrNature(2016)
A*. Inset (bottom
left), sim

the image shown boxed is mag∼70 pc and the contour of theü ナミビアのTeV望遠鏡 H.E.S.Sの観測diffuse emission.
ü 40TeVまでカットオフなし
ü 銀河中心の周りに広がった放射© 2016 Macmillan Publishers Limited. All rights reservedü 100TeVまで伸びていればALPACAで検出可能
ü PeV加速天体の有力候補*Lists of participants and their affiliations appear at the end of the paper.

53

00 M

ALPACA(Andes Large area PArticle detector
for Cosmic ray physics and Astronomy)

480
0m Observatory
UMSA CR
5200 m a.s.l.

Mt. Chacaltaya, Bolivia

46

44

42

40

00

00

m

00

m

00

m

ALPACA site
4740 m a.s.l.
4,740 m above sea level(16゜23’ S, 68゜08’ W)

m

La Paz5544

ALPACA空気シャワー実験300m

1. Array coverage 82,800m 2
401 x 1m 2 プラスチックシンチレータ
⽅向とエネルギーの測定
2. Underground water Cherenkov muon
detector (MD) 3600m 2
地下 2m (~16X 0)に設置
58m 2 with 20”f PMT x 64 cells

Ver.1.0
M. Ohnishi

W
as
te

w

ate
r

Water

Power Line

Full ALPACA AS and MD

15m
2m

Muonは地下まで貫通

Muonの多い
ハドロンシャワー
をMDで判定300 m

ü 荷電宇宙線シャワーの除去効率 >99.9% @100TeV.
ü ⾓度分解能 ~0.2° @100TeV, エネルギー分解能 ~20%@100TeV
ü 100% duty cycle, FOV 𝜃zen<40°(well studied), 𝜃zen<60°(in study)2

1 m 2 AS Detector x (97+304) (82,800 m )2

58 m2 Muon Detector x (16+48) (3,700 m )55

ALPAQUITA空気シャワー実験300m

1. Array coverage 82,800m 2
401 x 1m 2 プラスチックシンチレータ
⽅向とエネルギーの測定
2. Underground water Cherenkov
muon
16 cells
detector (MD) 3600m 2(1 MD unit)
地下 2m (~16X 0)に設置
58m 2 with 20”f PMT x 64 cells

Ver.1.0
M. Ohnishi

ate
r
W
as
te

w

Power Line

Full ALPACA AS and MD

Water

97 detectors

15m
2m

300 m

ü 荷電宇宙線シャワーの除去効率 >99.9% @100TeV.
ü ⾓度分解能 ~0.2° @100TeV, エネルギー分解能 ~20%@100TeV
ü 100% duty cycle, FOV 𝜃zen<40°(well studied), 𝜃zen<60°(in study)2

1 m 2 AS Detector x (97+304) (82,800 m )2

58 m2 Muon Detector x (16+48) (3,700 m )56

ALPAQUITA construction in June 2022

• 2022年6⽉から建設再開（コロナ中断）• 97台の地上検出器設置完了• 2022年9⽉にデータ収集開始

57

Big Events!

E >100 TeV(mostly hadronic CRs)
58

Displacement
by geomagnetic field
1.6o✓⇠
E[TeV]

⽉の影 by ALPAQUITA- April 7, 2023 ‒ July 16, 2023（83 days）- With cable length correction
à Successfully detected at 6.7s
à Westward shift ~0.2o as expectedà Moon shadow veriﬁed ~0.9o resolution

We can checkü Angular resolution
ü Pointing accuracy
ü Absolute energy scale

Cumulative deﬁcit counts
deficit counts
in Cumulative
Moon direction

200

ALPAQUITA Moon Shadow
Angular Resolution = 0.9deg

0
-200

-2s

-400
-600

-4s

-800

-6s

-1000
-1200
-1400
0

5000

10000
15000
20000
25000
Number of background events

30000

Time cumulative background events

59

observando una tanque enterrado, con dos ingresos opuestos en sus vértices, los ingresos seránmediante una tapa metálica tipo escotilla.

ALPAQUITAの感度#VNCPGKCLR?JϦQRPMLMKWϦϦ«30m
vista en 3D del MD POOL, justamente con el entorno natural

Site photo + CG image of MD by design company

4.2. Diseño estructural• 2024年に地下ミューオン検出器（1台⽬）を完成
El Tanque Subterráneo, es una estructura de hormigón armado de 30mx30mx3.2m enterrado a• 2025年にALPACA全体を完成
una profundidad de 5.75m y una carga de tierra de 2.5m de altura, además cuenta con dos
ingresos ubicados en1年の観測で、数個の既知のTeV天体か
sus extremos diagonalmente opuestos.
• ALPAQUITA
Los dos ingresos tienen un tamaño 2.8x2.8m en el plano horizontal, modelado mediante muros
ら>100TeV(sub-PeV)ガンマ線を検出可能
de hormigón armado de un espesor de 15cm y una losa maciza (cubierta) con espesor también
de 15 cm. Parapoder ingresar se cuenta con una tapa metálica de ingreso de 90x90cm y una• ALPACA
1年の観測で、既知のTeV天体半分を
escalera marinera metálica, además cuenta con un descanso a una altura de -2.5m, modelado>100TeVで検証可能

S.Kato et al., Experimental Astronomy (2021) 52:85-107
nsitivity curve of ALPAQUITA (the thick black curve) for a gamma-ray point source together
nergy spectra of the H.E.S.S. [26, 46] and HAWC [17] gamma-ray sources that are in theTA field of view. The thick purple curve shows the estimated sensitivity of ALPACA. The

これから数年が⼀番⾯⽩い「発⾒の時代」！！

RESUMEN EJECUTIVO

60

4

宇宙線研究者の生活

61

まとめ
• 「銀河宇宙線の起源」は古くて新しい重要なテーマ• 宇宙線の精密測定＋LHCからの知⾒、によって宇宙線の加速限界（陽⼦スペクトル）の解析が進展• sub-PeVガンマ線観測技術が確⽴• 北半球では複数の実験が多くの天体を発⾒• 拡散ガンマ線は、銀河系内の宇宙線の分布を測定• 南半球の新しい実験ALPACAが最先端 => 銀河宇宙線の起源解明• 「宇宙線の起源」以外のテーマも• 太陽磁場の検証、宇宙天気予報• ダークマター等、新物理の探索• 空気シャワーによる⾼エネルギーハドロン反応の研究
62