ICRR ニュースNO.73

2010.9.30

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2010. 9 .30

記載の記事は宇宙線研究所ホームページ（http://www.icrr.u-tokyo.ac.jp/ICRR̲news）からでも御覧になれます。

CONTENTS
天体粒子加速研究の発展と現状
テレスコープアレイ（TA）実験の研究紹介

Ashra によるガンマ線バースト光学閃光観測
人事異動

寺澤

敏夫

１

佐川
太田

宏行
一陽

６
13
16

ICRR-Seminar

16

ICRR-Report

16

報告
研究紹介

天体粒子加速研究の発展と現状
寺

澤

敏

夫

【宇宙線研究所】

エネルギー宇宙線の加速源の候補天体として考察されてきたのはガンマ線バースト（GRB＝Gamma Ray

宇宙線起源と粒子加速天体
ヘス V.F. Hess により宇宙線が発見されてから約

Bursts）や、活動銀河核（AGN＝Active Galactic Nuclei）から放出されたジェットが作る相対論的衝撃
波、そして、銀河団内の衝撃波などであり、いずれも何らかの衝撃波の関与が必須であると考えられて100年が経過した。星間空間を満たす宇宙線のエネ
ルギー密度の考察から、宇宙線は超新星爆発に伴って作られたものとするアイデアは1930年代のバーデW. Baade、ツウィッキーF. Zwicky に遡る［1］。しかし、彼らは具体的な宇宙線加速のメカニズムを解明したわけではなかった。バーデ達の40数年後の1970いる。
話を1015eV 以下のエネルギーの宇宙線粒子に戻そう。超新星爆発が宇宙線生成の原因であることの間接的証拠は、スターバースト銀河Ｍ82（図１）の観測からも得られている［4］。最近の高エネルギーガ
ンマ線観測により、Ｍ82中心部の宇宙線エネルギー

年代末に提案され、その後30年余を経て確立した現在の通説によれば、1015eV 程度以下のエネルギーの宇宙線粒子は天の川銀河内の超新星爆風前面の衝撃密度は250eV cm−3と推定されているが、このエネル

波統計加速機構［2］（後述）により生成されると考えられている。他方、極高エネルギー宇宙線、すな
わち〜1019eV 以上のエネルギーを持つ宇宙線粒子は

ギー密度は、天の川銀河内の我々の近傍での値の500倍にも達する。このエネルギー密度の値はＭ82

銀河系外に起源を持つことは間違いない［3］。極高での高い超新星爆発率を考慮した宇宙線加速モデル

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図２：すばる望遠鏡により得られたかに星雲像（国立天文台提供）。中心部にパルサーがある。
図１：すばる望遠鏡により得られたスターバースト銀河Ｍ
82像（国立天文台提供）。この銀河では、星形成が普通の銀河よりずっと活発で、超新星爆発の頻度も数年に１回と天の川銀河の10倍以上である。

したパルサーの作るパルサー星雲である（図２）。

衝撃波の内部構造
上に述べたように、宇宙の様々な局面で衝撃波が重要な役割を果たしている。まず、そうした天体衝
撃波と、超音速飛行するロケットなどの前面に形成される日常的な衝撃波との違いについて述べたい。
衝撃波の静止系では、衝撃波面に流れ込むガス（上流側のガス）は超音速であるが、衝撃波面から流れ出るガス（下流側のガス）は亜音速である。超音速→亜音速の差の分の運動エネルギーは衝撃波面で熱エネルギーへ転化されるが、その転化を担うのが衝撃波面における散逸機構である。大気中の衝撃波と、
天体衝撃波の基本的な違いはこの散逸機構の担い手である。大気中の衝撃波では、頻繁な分子間衝突がにより説明されている。
超新星爆発に関連して忘れてならないのは、ある種の超新星の爆発後に残される回転中性子星（パルサー）である［5］。若いパルサーは、1012 ガウス程度の磁場を持ちつつ、数百分の１秒〜数分の１秒の周期で高速自転しており、天然の超高電圧発電機と見なすことができる。まずこの発電機のパワーにより、電子・陽電子が対生成され、パルサーの周囲の空間をプラズマとして満たす。これをパルサー磁気圏と呼ぶ。パルサーの表面近くでは磁気圏は星と共回転している。パルサーからの距離に比例して回転速度が上昇し、やがて光速近くに達すると共回転が散逸を担い、衝撃波面の厚みは衝突の平均自由行程の数倍程度である。一方、宇宙のガスは一般に電離破れ、磁気圏の外へとパルサー風として吹き出す。
理論的モデルによると、このパルサー風は相対論的な風で、ローレンツ因子は106〜107に達していると考えられている。したがって、風の中の個々の電子、しており、中性ガス中の分子間衝突に対応するもの
は荷電粒子間のクーロン衝突だが、それで現実の天体衝撃波の散逸が説明できるだろうか？図３に、太陽面爆発に伴って形成された惑星間空間衝撃波の地

陽電子は1011〜1012eV 程度のエネルギーを持つが、それにはとどまらない。パルサー風はやがて周りの球近傍での観測例を示す［7］。衝撃波到着（▽印）の前後で太陽風速度が約450km/s から約900km/s に星間物質と衝突するが、そこには衝撃波が形成される。この衝撃波を舞台として、パルサー風を構成す
る電子・陽電子の一部のエリート粒子は、さらに千倍以上、1014〜1015eV 程度にまで加速されると考え
られている
［6］
。また、そこまでは加速されなかったその他大勢の電子・陽電子も、衝撃波で加熱され増大し、同時に磁場強度も数 nT から数十 nT へと増大している。これらの速度・磁場の増大は１秒以内に起きており、観測者に対する衝撃波の伝搬速度を考慮すると対応する衝撃波面の厚みは数百 km 以
下であることがわかる。しかし、クーロン衝突に基づいて図３の場合の平均自由行程を計算すると１天た高温プラズマとして、パルサーの周りを取り囲んで広がり、「パルサー星雲」として観測される。有名な「かに星雲」は、1054年に爆発した超新星が残文単位を越え、観測された衝撃波面の厚みより５桁以上も大きくなってしまう。すなわち、この衝撃波

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る電磁場が個々の粒子に及ぼす電磁的集団相互作用である。この事情を粒子シミュレーション結果を参照して眺めてみよう。図４は２つの電子・陽電子ビー
ムからなる系の衝突をシミュレートしたものである。この系では粒子間のクーロン衝突は無視できる
よう設定されているが、ビーム不安定性により励起された静電場の影響を受けて、２つの粒子集団間に運動量交換（実効的「衝突」）が起きている。t＝14

図３：1994年２月21日５時〜14時（世界時）に観測された⒜ 太 陽 風 速 度 と、 ⒝ 磁 場 強 度 の 変 化。 世 界 時 09：
03：21の衝撃波到着を▽印で示す。磁場強度の MKS
単位 nT（ナノテスラ）は10倍すると天体物理学でよく使われるμG（マイクロガウス）単位に変換される。
例えば、10nT=100μG である。

の段階では運動量交換に伴う位相空間の擾乱は規則
的だが、t＝30の段階では位相混合が進んで乱流的となり、散逸（加熱）が起きている。
図４のシミュレーションは「絵解き」が目的なので、磁場のない空間での１次元ビーム衝突実験であった。実際の宇宙ではあらかじめ存在する磁場の中で相互作用が起きるのが一般的であり、その磁場の強さ、方向により、さまざまな不安定性のモードが関与することになる。衝撃波における宇宙線加速の問題で特に重要となるのが、大振幅アルフェン波の磁場擾乱を作り出すイオンビームサイクロトロン
不安定性（とその系統の不安定性）である。

衝撃波統計加速
無衝突プラズマ中で、集団相互作用により形成された衝撃波を「無衝突衝撃波」と呼ぶ。ここでは、無衝突衝撃波の周辺領域に、種となる非熱的粒子（大多数の熱的プラズマ粒子群よりエネルギーが高く、差別化された粒子）が注入されたとして話をすすめる。非熱的粒子は衝撃波の周りの磁場擾乱の中をランダムウォークしつつ、背景プラズマの流れに乗って輸送される。輸送により衝撃波面を横切るとき、プラズマ粒子群の圧縮に伴って、非熱的粒子は運動量を獲得し加速されることになる。加速された非熱図４：２つの電子・陽電子ビームの衝突実験。空間（X）はデバイ長、速度（Vx）は熱速度、時間はプラズマ振動周期で規格化されている。⒜は初期条件（t＝０）
として置いた２つのビームの位相空間（X−Vx）分布を示す。それらのビームは有限長（デバイ長の1024倍）、速度幅（熱速度）、平均速度（熱速度の10倍）を持ち、図の中央で左右から衝突している。青点が電子を表す個々の超粒子に、赤点が陽電子を表す個々の超粒子に対応している。⒝〜⒠は電子・陽電子分
布の時間発展（t＝ ８、14、18、30）を示す。t＝８までは殆ど相互作用せず、互いにすり抜けているが、t＝14以後はビーム不安定性により発生した静電場により、加速・減速を受け、位相空間分布が擾乱を受けているのが見られる。

的粒子の一部は有限の確率で衝撃波面に戻るのでさらに加速を受ける。この過程を繰り返すことにより、非熱的粒子は高エネルギーに到達できる。これが衝撃波統計加速モデルの骨子であり、1970年代末、複数の著者［2］によりほぼ同時に提唱された後、太陽圏内衝撃波の直接観測での検証を経てその基礎が確立され、多くの天体に応用されてきたという歴史がある。

の散逸機構はクーロン衝突では全く説明できず、別

簡単に、このモデルで期待される加速領域の構造について眺めておこう。今 x＜０の領域から＋x 方
向に超音速のプラズマ流が吹いており、x＝０にある衝撃波面で急激に減速・圧縮されているとする。
最初に提唱された「標準理論」では、宇宙線のもつの物理機構が必要であることが明らかである。
図３の例のように、クーロン衝突の平均自由行程
が系の空間スケールを越えるプラズマを「無衝突プラズマ」と称する。このような「無衝突プラズマ」
で重要になるのは、個々の荷電粒子間に働くクーロン２体相互作用ではなく、荷電粒子が集団として作エネルギー密度は小さく、プラズマ・磁場のエネル
ギー密度に比べ無視できるとする。この場合、宇宙3

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図５：⒜〜⒞は加速される宇宙線をテスト粒子として扱う
場合で、加速の反作用による衝撃波構造の変成は無視できるとして、⒜宇宙線強度の空間変化、⒝プラ
ズマ速度変化、⒞磁場強度を描いた。プラズマ速度と磁場強度は衝撃波面（x＝０）で不連続な変化を示す。一方、（aʼ）〜（cʼ）は衝撃波構造が変成を受ける
場合で、（bʼ）プラズマ速度、（cʼ）磁場強度とも、宇宙線のもつ圧力勾配の影響を受け、上流側でゆるやかな変化を示す。
図６：1994年２月21日７時〜11時（世界時）に観測された⒜ SEP エネルギー密度、⒝太陽風速度、⒞磁場強度の変化。図３に示した世界時09：03：21の衝撃波到
着の±２時間のデータを示す。衝撃波到着前の変化を強調して図を描いたため、衝撃波到着後は⒝、⒞のグラフはスケールアウトしている。衝撃波静止系
での速度は上流→下流で減少するが（図５（bʼ））
、図６⒝では、衝撃波は観測者に向かって運動している
ので、速度変化は増大のセンスとなっている。

線は衝撃波面から x＜０の衝撃波遷上流側に向かい
プラズマ流を遡って拡散するので、exp（x/λ）型の空間構造を持つ（図５⒜）。ここで空間構造のスケー
ルλは上流側のプラズマ速度 u1 と、拡散係数 D1 によりλ＝D1/u1で与えられる。このとき、衝撃波構造
は宇宙線の影響を受けないので、速度変化⒝と磁場強度変化⒞は急激なままである。ここで、速度を衝
撃波静止系で定義すると、上流・下流の速度 u1、u2

十 keV〜数百 keV のイオン（Solar Energetic Particles＝ SEP）がその役割を果たしている。図６で、⒜SEP のエネルギー密度は衝撃波到着（09：03：21）に向け、緩やかに増大している。これは図５（aʼ）

は u1＞u2の関係を満たし、マッハ数が大きい極限で
u2→ u1/4となる（非相対論的衝撃波の場合）。

加速の反作用超新星残骸をはじめとする、多くの天体衝撃波では加速効率が非常に高く、被加速粒子のエネルギー密度が背景プラズマのもつ熱エネルギー密度・磁場
エネルギー密度と同程度になる（凌駕する？）ことにあたるものである。SEP のエネルギー密度の増大
分は衝撃波上流の太陽風の運動エネルギー密度の15％に達しており、衝撃波の構造を変えることが期待される。実際、図６⒝に示した太陽風速度の変化があると考えられている。そのような状況下では、被加速粒子の反作用により衝撃波構造が変成を受けを見ると、衝撃波到着以前の20分間に100km s−1 の増大が見られる。この変化はこの惑星間空間衝撃波ると期待され、宇宙線変成衝撃波（CRMS ＝ ʻcosmic-ray-modified shocksʼ ま た は ʻcosmic-ray-mediatedshocksʼ）と呼ばれている［8］。この場合、上流側の宇宙線の圧力の勾配によってプラズマ流が部分的にが CRMS 性を持つとして期待されるものである。
CRMS 理論から期待されるように、磁場強度も衝撃波面に向かって増大している（図６⒞）。ただし、増大しているのは静的磁場成分 B1 ではなく、SEP

減速・圧縮されるので、衝撃波構造は図５
（bʼ）
、
（cʼ）
のように変わると期待される。

粒子がビームサイクロトロン不安定性を通じて励起したアルフェン波の振幅δB であり、衝撃波面の直CRMS の基礎的物理過程の観測的研究は、太陽圏内の衝撃波のうち、いくつかの強いものにおいて実現されている［9］。ただし、太陽圏で「宇宙線」粒子の役割を果たすのは、それぞれの場合に応じて加前（09：00頃）でδB/B1 〜１程度までの増大が見ら速されている非熱的粒子である。例えば、図６の例［10］では惑星間空間衝撃波により加速された数

りうると提案して議論を呼んだ。定量的な議論は未完成だが、この機構の存在を認める理論家が多く、れている。この例では衝撃波のアルフェンマッハ数
は5.8であったが、最近、Bell［11］はマッハ数が数
十〜数百の天体衝撃波では磁場増幅δB/B1≫１が起

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ろう。このような観測が Voyager 1、２探査機によBell 機構と呼ばれている。
惑星間空間と違って直接探査のできない遠くの天

りなされると期待されていたのである。しかるに、ACR 成分は Voyager 1、２探査機が終端衝撃波を横切ったあとも増え続けており［16］、上の単純な期待は裏切られた。観測を説明するため、Voyager 1、２探査機が横切った付近の終端衝撃波は磁力線の幾何学的条件により加速が不活発であり、ACR を加体における加速領域での磁場強度の推定には、シンクロトロン輻射スペクトル（強度、最大周波数）の観測が使われるが、それらは磁場強度ばかりではな
く、輻射にかかわる電子のエネルギーの関数でもあって、なかなか一意的な決定は難しい。それでも、超新星残骸内の磁場が恒星間空間の平均磁場強度で速しているのは終端衝撃波の別の領域であるとする
修正案［17］が唱えられているが、衝撃波統計加速

ある3μG（0.3nT）の数十倍以上であるとする推定が沢山［12］あり、Bell 機構の存在を示唆するものと考えられている。

以 外 の 過 程 に 求 め る 考 え 方 も あ る。 一 つ は、heliosheath 領域における磁力線リコネクションに伴う加速を考えるモデル［18］であり、もう１つは heliosheath 領域における乱流による２次統計加速を考この稿の最初に、銀河宇宙線の起源は超新星衝撃波による加速が有力と述べたが、実は、超新星衝撃波の時間発展を考慮して標準理論を厳密に適用すると、到達エネルギーは1014eV どまりで、１−２桁足
りないことが指摘されていた［13］。到達エネルギーえるモデル［19］である。Voyager 1、２探査機は現在 heliosheath 内を飛行中で、電池寿命の尽きる前に heliopause を横切って真の星間空間へ脱出すると期待されている。ACR 起源の決着について、その間の Voyager のデータ蓄積に期待がもたれている。
天体における粒子加速機構について、衝撃波加速
モデル一辺倒への反省も起きている。例えば、GRBや AGN から放出された相対論的ジェットの作る衝撃波の下流側には、亜相対論的乱流領域が形成される。このような乱流領域では２次オーダーの統計加速過程の効率が高いことが指摘されており、衝撃波・乱流の全てを考慮した総合的な加速モデルの構築が急務である［20］。

は加速領域の磁場強度に比例するので、Bell 機構は
この「エネルギー危機」を解消する「救世主」として待ち望まれていた感がある。

衝撃波以外の加速機構？
超音速の太陽風は、やがて星間空間のガスと磁場との相互作用により減速され亜音速流となるが、その減速は太陽風終端衝撃波でなされる。最近、Voyager 1、２探査機が相次いでこの終端衝撃波を横切り、その性質についての詳しい情報をもたらした。
その中で、意外な結果として注目されたのは宇宙線異常成分（Anomalous Cosmic Ray＝ACR）のふるま
い に つ い て で あ る。 こ の 成 分 は 1970 年 代 初 め にHe、Ｎ、Ｏについて発見されたもので、核子あた

おわりにはじめに述べたように宇宙線起源の問題は旧くて新しいテーマであり、その時期の最新の天文学的知
見の水準に応じて、内容を発展させてきた。そして、り数十〜百数十 MeV のエネルギー領域では He フ
ラックスが陽子フラックスを越える異常性を示すこと、また、Ｎ、Ｏの存在量が平均的宇宙組成よりずっと多いことから「異常成分」の名が付けられた［14］。

研究の推進にとって、今後の数年間は理想的な期間であるといえる。極高エネルギー宇宙線に関しては、
北天のテレスコープアレー観測と南天のオージェ観測のデータが蓄積され統計精度の高い議論が可能になるであろうし、南極氷内に埋めこまれた IceCube
により高エネルギーニュートリノ観測が実現するか

ACR の起源について、Fisk ら［15］は、「太陽風内に侵入した星間ガス中の中性成分は、太陽紫外線の光電離あるいは太陽風イオンとの荷電交換によるイオン化後、太陽風により終端衝撃波まで輸送されそこで加速を受けて ACR となる」、とのシナリオを提唱した。もしこの考えが正しければ、これらのACR 粒子は一価イオンでなければならないが、もしれない。銀河宇宙線のエネルギー領域に目を向け れ ば、Fermi 衛 星、HESS、CTA、 チ ベ ッ ト 地 上
array による GeV〜数十 TeV 領域のγ線観測、国際
宇宙ステーション搭載の CALET による10TeV までの電子観測、ASTRO-H 衛星による初めての硬Ｘ線領域での撮像観測など、さまざまな発展が期待され

SAMPEX 衛星の地磁気カットオフを利用した観測でそのことが示され Fisk モデルの半分が証明された。モデルの残り半分、終端衝撃波による加速の考え方が正しければ、ACR 成分の強度は、図５のよ
うに、終端衝撃波に向かって増え続けたあと、衝撃
波下流の heliosheath 領域では一定値に達するである。筆者の所属する高エネルギー宇宙線研究部門・
高エネルギー天体グループは、昨年12月に設立されたばかりの理論・データ解析を主な手段とする小グループだが、こうした状況に対応し、研究に微力を

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sphere, ed. by M.-P. Miralles, in press, 2010.

尽くしたいと考えている。

［10］ Terasawa, T., et al., Adv. Space Res., 37, 1408‑
1412, 2006.
［11］ Bell, A.R., Mon. Not. R. Astron. Soc., 353, 550‑
558, 2004.
［12］ 例えば Bamba, A., et al., Astron. Astrophys., 416,

参考文献
［ 1 ］ Baade, W., and F. Zwicky, Proc. National Academy of Sci., 20, 259‑263, 1934.
［ 2 ］ 代表的文献として、Blandford, R. D., and J.P.
Ostriker, Astrophys. J., 221, L29-L32, 1978; Bell,
A.R., Mon. Not. R. astr. Soc., 182, 147‑156, 1978.

595‑602, 2004; Uchiyama, Y., et al., Nature, 449,
576‑578, 2007.
［13］ Lagage, P.O., and C.J. Cesarsky, Astron. Astrophys., 125, 249‑257, 1983.
［14］ Review と し て、Klecker, B., Adv. Space Res.,23, 521‑530, 1999.

［ 3 ］ Nagano, M., and A.A. Watson, Rev. Mod. Phys.,
72, 689‑732, 2000.
［ 4 ］ VERITAS collaboration; モデル計算として、
del Pozo, E.C. et al., Astrophys. J., 698, 1054‑1060,
2009.
［ 5 ］ Lyne, A., and F. Graham-Smith, Pulsar Astrono-［15］ Fisk, L.A., B. Kozlovsky, and R. Ramaty, Astrophys. J., 190, L35‑38, 1974.
［16］ Stone, E. C., et al., Science, 309, 2017‑2020,
2005; Stone, E.C., et al., Nature, 454, 71‑74, 2008.

my, Cambridge Univ. Press, pp. 309, 2006.
［ 6 ］ Atoyan, A.M., and F.A. Aharonian, Mon. Not. R.
Astron. Soc., 278, 525‑541, 1996; Aharonian, F., etal., Astrophys. J., 614, 897‑913, 2004.
［ 7 ］ Shimada, N., et al., Astrophys. Space Sci., 264,
481‑488, 1999; Treumann, R.A., and T. Terasawa,
Space Sci. Rev., 99, 135‑150, 2001.
［ 8 ］ Drury, L. OʼC., and H.J. Völk, Astrophys. J., 248,
344‑351, 1981; Malkov, M.A., and L. OʼC. Drury,
Rep. Prog. Phys., 64, 429‑481, 2001.
［ 9 ］ Review として、Terasawa, T., Shocks in the heliosphere, in The Sun, the solar wind, and the helio-［17］ McComas, D.J., and N.A. Schwadron, Geophys.
Res. Lett., 33, L04102.1‑5, 2006.
［18］ Drake, J.F., et al., Astrophys. J., 709, 963‑974,
2010.
［19］ Fisk, L.A., and G. Gloeckler, Adv. Space Res.,43, 1471‑1478, 2009.
［20］ 例 え ば、Virtanen, J.J.P., and R. Vainio, Astrophys. J., 621, 313‑323, 2005; GRB の場合に２次統計加速を考える試みとして、Asano, K., and T.
Terasawa, Astrophys. J., 705, 1714‑1720, 2009.

研究紹介

テレスコープアレイ（TA）実験の研究紹介
佐

川

宏

行

【宇宙線研究所】

１．はじめに２．TA 実験

テレスコープアレイ（TA）［1］は、AGASA タイ
プ の プ ラ ス チ ッ ク シ ン チ レ ー タ 地 表 粒 子 検出 器

米国ユタ州ソルトレークシティ南方約200km の
標高1400m に TA の観測装置を有する。2007年11月（SD）と HiRes タイプの大気蛍光望遠鏡（FD）からなる最高エネルギー宇宙線観測装置である（図１）。前回私が TA 実験の現状報告を ICRR ニュースに書いたのは、2007年11月であった（ICRR ニューに大気蛍光望遠鏡の３ステーションすべてが稼働を開始した。2007年２月に地表粒子検出器の主な設置が終わり、2008年２月から全アレイが稼働した。これにより、ハイブリッド観測が始まった。TA の建ス63号）。ちょうど TA 装置の建設が終了し、TA 装
置全体として観測が始まろうとしていた頃であった。今回の記事では、TA 装置の現状といくつかの

設は主に科学研究費補助金・特定領域研究「最高エネルギー宇宙線の起源」（平成15年度〜20年度）と
米国科学財団（NSF）予算で行われた。現在日本側

TA 実験の結果を紹介する。

は、科学研究費補助金・特別推進研究「最高エネル

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図１：テレスコープアレイ観測装置。507台の地表粒子検出器（■）アレイ、３大気蛍光望遠鏡ステーション（ ）、2010.9.30

図２：小型電子線形加速器ユニットが収納された40フィー
トの白色のコンテナ。BRM サイトの大気蛍光望遠鏡
ステーションの100m 前方に設置した。左上に、コンテナ内にある加速器の写真を示した（電子銃付近から撮影）。

アレイの端に３通信塔（ ）、アレイの中央に中央レーザー施設（✚）が配置されている。

ギー宇宙線で探る宇宙極高現象」（平成21年度〜25
年度）で運用している。
１台の地表粒子検出器は面積が３ m2 で厚さがを抑えられることが分かった。2009年３月に小型電子線形加速器を日本から輸送して、BRM サイトの
大気蛍光望遠鏡ステーションの100m 前方に設置した（図２）。現地での電源設備の設置、放射線関連の手続きを済ませ、2010年６月初め（この記事を執筆中）に加速器の立ち上げを開始した。

1.2cm のプラスチックシンチレータ２層からなる。
現在、507台の地表粒子検出器が1.2km の間隔で約680km2の領域に設置されている。
３箇所の大気蛍光望遠鏡ステーションのうち、南東（Black Rock Mesa: BRM）と南西（Long Ridge: LR）のサイトには新規望遠鏡を建設した。望遠鏡がそれぞれ12台あり、方位角方向に108度、仰角方向に３−33度の視野をもつ。北側のサイト（Middle Drum:
MD）には、米国側が HiRes 望遠鏡を移設した。望遠鏡が14台あり、方位角方向に114度、仰角方向に３−31度の視野をもつ。

３．TA の観測状況
2008年５月から2010年６月までの地表粒子検出器の稼働率を図３に示す。メンテナンスおよび天候不
良による不具合などで稼働率が落ちている時期もあるが、最近では平均99％の高稼働率を維持している。

大気モニターとして、TA サイトの中央に中央レーザー装置（Central Laser Facility: CLF）を設置した。
CLF は、 ３ つ の 大 気 蛍 光 望 遠 鏡 か ら 等 距 離（21km）の場所にあり、標準光源としてレーザーを垂BRM サイトと LR サイトの大気蛍光望遠鏡の稼働状況に関しては、2007年11月から2010年４月までの観測時間を図４に示した。大気蛍光望遠鏡の場合
は、月のない夜の観測であり、冬の観測時間が長く、夏の観測時間が短い。2009年５月から LR サイトの直射出して、側方散乱を大気蛍光望遠鏡で観測して大気モニターを行う。

観測は BRM サイトから遠隔操作で行っている。
地表粒子検出器および大気蛍光望遠鏡ともに順調

BRM サイトには、大気透明度測定用の LIDAR お
よび雲モニター用の IR カメラを設置した。また、
大気蛍光望遠鏡の end-to-end のエネルギー絶対較正
用のために、高エネルギー加速器研究機構（KEK）と共同で小型電子線形加速器の設計・製作を行った。

にデータが増えている。

この加速器で40MeV のエネルギーをもつ電子を109
個１μ秒幅で空気中に垂直射出する。全エネルギー（４×1016eV）が知れたビームによって生成された
疑似空気シャワーを大気蛍光望遠鏡で観測し、望遠鏡の一括較正を行う。KEK でのビーム性能試験に
より、５％程度の系統的誤差で射出電子エネルギー

図３：地表粒子検出器の全稼働率（赤線）
および空気シャワー
イベントの積算取得数（緑線）。

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4.1 ハイブリッド解析によるエネルギースペクト
ルの測定
大気蛍光望遠鏡単眼解析による空気シャワーの再構成の際に、空気シャワーの横広がりの情報を有する地表粒子検出器のデータ（今回の解析ではシャワーコア付近の１台の地表粒子検出器の時間情報）を加えると空気シャワーの再構成が改善する。この解析をハイブリッド解析という。また、大気蛍光望
遠鏡のデータだけでは aperture（観測面積×立体角）
が宇宙線のエネルギーに依存するが、ハイブリッド
解析の場合には aperture が（TA の場合約1019eV 以上で）地表粒子検出器アレイの大きさで一定に抑え
図４：大気蛍光望遠鏡の１日あたりの観測時間と積算観測時間。上図が BRM サイトの観測時間で、下図が LR
サイトの観測時間を示す。横軸は修正ユリウス日（MJD）である。

られて、aperture の系統的な誤差が小さくなるというメリットがある。2008年５月から2009年９月までの約１年半の期間に取得した BRM サイトと LR サ
イトの大気蛍光望遠鏡のデータに対してこの解析方法を適用し、1018.7eV から1019.8eV のエネルギー領域

４．TA の最近の結果

でエネルギースペクトルを測定した（図５）。TA の
ハイブリッド解析によるエネルギースペクトルは
HiRes のエネルギースペクトルと一致するという結果を得た。

TA の最初の結果は2009年７月にポーランドで開かれた第31回宇宙線国際会議［2］で発表された（TAのハイライトトークを含めた12の口頭発表と12のポスター発表）。内容としては、初めの半年間あるいは１年間の取得データを用いて、宇宙線の到来方向に関して発表３、空気シャワーの再構成・エネルギー
スペクトルに関して発表4、質量組成に関して発表
１、
超高エネルギーガンマ線探索に関して発表１で、
その他、モンテカルロシミュレーションに関して発表３、装置関連で11の発表を行った。その中で、
HiRes 望遠鏡を移設した MD サイトの大気蛍光望遠
鏡の単眼解析によるエネルギースペクトルの測定結果を発表した。
2010年３月の日本物理学会で、大気蛍光望遠鏡の解析に地表粒子検出器の情報を加えたハイブリッド
解析によるエネルギースペクトルの測定および空気

図５：いくつかの実験のエネルギースペクトル。赤印がハ
イブリッド解析で求めた TA の preliminary なエネ
ルギースペクトルを示す。その他に AGASA（青色の上向き三角印）、Yakutsk（桃色印）、HiRes（緑色印）、
Auger（青色の下向き三角印）の結果を示した。

シャワーの最大発達深さ（Xmax）の解析による質
量組成の測定に関して新しい結果を発表し、超高エネルギーガンマ線の探索に関して更新した結果を発表した。最初の２つの結果は、TA グループの初めての博士論文となった。
2010年７月の第35回高エネルギー物理学国際会議（ICHEP2010）［3］において、地表粒子検出器によっ

4.2 空気シャワーの最大発達深さ（Xmax）の解析による質量組成の測定
超高エネルギー宇宙線の質量組成およびそのエネ
ルギー依存性を測定することは、超高エネルギー宇
宙線の起源および伝播の解明に重要である。宇宙線て観測された宇宙線のエネルギースペクトルおよびその到来方向の AGN との相関を発表した。以上の結果について以下に紹介する。

が大気の原子核と相互作用する断面積は入射宇宙線の種類によって違うので、空気シャワーの縦方向発
達に核種依存性がある。BRM サイトと LR サイト

8

ICRR ニュースNO.73

2010.9.30

分布は超高エネルギー宇宙線が陽子であるとした場
合の Xmax 分布と一致するという結果を得た。
4.3 MD サイトの大気蛍光望遠鏡の単眼解析によるエネルギースペクトルの測定
TA の MD サイトには HiRes で使用した大気蛍光
望遠鏡を移設し、HiRes で使用したエレキを再利用している。HiRes の解析プログラムに対して、大気蛍光望遠鏡の配置やトリガーの条件の違いなど、最小限の変更を加えて解析を行った。MD サイトのデータの解析により TA と HiRes のエネルギース
ケールおよびスペクトルの直接の比較ができる。図８に2007年12月から2008年12月までに取得したデー

図６：TA で得られた空気シャワーの最大発達深さ Xmaxの分布。黒丸が preliminary な TA データで、青色、赤色のヒストグラムが、それぞれ陽子および鉄の場合に期待される Xmax 分布である。a）QGSJET-01、
b）QGSJET-02、c）SIBYLL のハドロニック相互作用
モデルに対応する。

タを使って測定したエネルギースペクトルを示した。TA の MD サイトのエネルギースペクトルは
HiRes のエネルギースペクトルと一致するという結果を得た。

図７：平均の Xmax と宇宙線のエネルギーの関係。黒丸がpreliminary な TA データである。３つのハドロニッ
ク相互作用モデルに対して陽子の場合に期待される関係を赤線で、鉄の場合に期待される関係を青線で示した。

図８：大気蛍光望遠鏡単眼解析で求めたエネルギースペク
トル。黒丸は HiRes 望遠鏡を移設した TA の MD サ
イトのデータによる preliminary なエネルギースペ
クトル。赤印と青印はそれぞれ HiRes-1と HiRes-2の単眼解析によるエネルギースペクトル。

の大気蛍光望遠鏡で同時観測して再構成したデータ（ステレオイベント）に対して、Xmax の分布を求めた。ステレオイベントでは宇宙線の到来方向が精度良く決まるので、宇宙線の縦方向発達を詳しく調べることができる。2007年11月から2009年10月までの約２年間に取得した1018.6eV から1019.3eV のエネル
ギー領域のステレオイベントに対する Xmax 分布を示した（図６）。赤色と青色のヒストグラムはそれ

4.4

ぞれ陽子と鉄の場合に期待される分布である。図6a、図6b、図6c はそれぞれ異なったハドロニックて観測される可能性がある。1019eV 程度の超高エネ
ルギーガンマ線は、GZK 過程でπ0崩壊から生成さ相 互 作 用 モ デ ル（QGSJET-01、QGSJET-02、SIBYLL）に対応する。図７に平均の Xmax と宇宙線のエネルギーの関係を示した。TA で測定した Xmax

れる可能性がある。また、未知の超重粒子の崩壊などによるトップダウンモデルでも大量のガンマ線の生成が予測される。1019eV を超える超高エネルギー

1

超高エネルギーガンマ線の探索

最高エネルギー宇宙線の起源の解釈として、いく
つかのモデルが提唱されている。活動銀河核（AGN）などの非常に活動的な領域で生成・加速され（ボトムアップモデル）、GZK 過程 1 を通して地球においGreisen、Zatsepin と Kuzʼmin が５×1019eV を超えるエネルギーをもつ宇宙線は宇宙背景放射光子と衝突してπ中間子を生成する反応を起こし、エネルギーを急速に失うことを予言した。この過程は３人の頭文字を取って GZK 過程と呼ばれる［4］［5］。

9ICRR ニュースNO.73

2010.9.30

ガンマ線は、
超高エネルギーハドロンと比較すると、大気中により深く入り込んで反応を起こすと期待さ

4.5 地表粒子検出器解析によるエネルギースペク
トルの決定れる。ガンマ線が入射粒子の場合に地表付近での空気シャワーフロントの曲率はハドロンの場合の曲率より大きいと予想される。2008年５月から2009年10超高エネルギー宇宙線が大気中に入射して空気シャワーを起こす過程において、空気シャワーは横方向に広がりをもつ。地表に配置したプラスチック

月までの約１年半に取得した地表粒子検出器のデー
タに対して、空気シャワーフロントの曲率（図９）を用いて、1019eV 以上のエネルギーのガンマ線の流量の制限を求めた（図10）。

シンチレータ粒子検出器群を用いて、地表に到達した粒子を観測する。空気シャワーの再構成方法としては、AGASA で使われた横方向分布関数［6］を使って、粒子数の横方向分布をフィットし、シャワーコ
アから800m の距離における粒子数 S（800）を求める。図11にフィットの例を示した。一方、空気シャ
ワーシミュレーションと地表粒子検出器シミュレー
ションを用いて、シャワーコアから800ｍ離れた距
離における粒子数と一次宇宙線のエネルギーとの関係を求める。測定した S（800）の値とシミュレーショ
ンで求めたエネルギーへの変換関係により、一次宇
宙線のエネルギーを決定する。
まず、地表粒子検出器および大気蛍光望遠鏡両方の検出器で観測されたハイブリッドイベントに対して、地表粒子検出器を用いたエネルギー（ESD）を求め、ハイブリッドイベントに対して求めた FD ス
ケ ー ル の エ ネ ル ギ ー（EFD） と 比 較 を 行 っ た（図12）。エネルギースペクトルを求める際には、FD エネルギーにスケールした SD エネルギーを用いた。
2008年５月から2010年２月までに取得した地表粒子
検出器のデータを用いて空気シャワーを再構成した。求めた一次宇宙線のエネルギーを FD エネル
ギ ー に ス ケ ー ル し、1018.3eV 以 上 に 対 し て エ ネ ル

図９：天頂角が45度から60度までの超高エネルギー宇宙線の シ ャ ワ ー フ ロ ン ト の 曲 率（Linsley curvatureparameter）分布。黒印が TA データの preliminary
な曲率分布で、ヒストグラムが、E-2の傾きのスペク
トルで生成されたガンマ線の場合に期待される曲率分布である

ギースペクトルを求めた（図13）。TA の地表粒子検出器によるエネルギースペクトルは HiRes のエネル
ギースペクトルと一致している。スペクトルの形に関しては、1018.71eV と1019.75eV の２つのエネルギー
点で折れ曲がりが見られた。1019.75eV 以上で観測さ図10：超高エネルギーガンマ線の流量の上限と最小エネル
ギーの関係。赤印が TA データの preliminary な上限。Y は Yakutsk、A は AGASA、PA は Auger の上限。

図11：地表粒子検出器を使って観測した粒子数の横方向分
布のフィットの例。縦軸が単位面積あたりの粒子数を表し、横軸がシャワー軸からの距離を表す。横軸の１ユニットは1200m である。

10

ICRR ニュースNO.73

2010.9.30

GZK suppression が存在する場合には、対応する一次宇宙線の銀河系外起源を示唆する。この場合には1020eV 付近の宇宙線は100Mpc 以下の近傍の点源から到来すると期待される。Auger グループは最高エ
ネルギー宇宙線の到来方向と近傍の AGN の位置とに相関があると報告した［7］。
Veron 2006のカタログにある AGN、QSO、BL Lacの活動銀河で、赤方偏移が z ＜0.018（〜75Mpc）のものをサンプルとして、TA で観測した宇宙線の到来方向と比較した。使用したデータは、2008年５月から2010年２月までに取得した地表粒子検出器のデータで、エネルギーが56EeV 以上の宇宙線の到来
方向との相関を調べた。AGN と宇宙線の到来方向の分離角度が3.1°以内の宇宙線の数と観測した宇宙線の数の関係を時間系列に図14に示した。分離角度
3.1°以内の宇宙線の数はバックグランドの数と一致

図12：ハイブリッドイベントに対して、地表粒子検出器で求めたエネルギーESD の対数（縦軸）と大気蛍光望遠鏡で求めたエネルギーEFD の対数（横軸）の preliminaryな関係。赤線が ESD と EFD が同じ場合で、best ﬁt をしているという結果であった。
以 上 の preliminary な TA の 結 果 と HiRes お よ び
Auger のいくつかの結果を表１にまとめた。

青線で示した。

図13：TA のいくつかの preliminary なエネルギースペクト
ルと他の実験のエネルギースペクトル。黒色の丸印がTA の地表粒子検出器によるエネルギースペクトル。
桃色の四角印が TA の MD の単眼解析で、黄色の四角印が TA のハイブリッド解析で求めたエネルギー
スペクトル。赤色の上向き三角印と青色の下向き三角
印は HiRes の単眼解析で、緑色の四角印が Auger、
緑色の丸印が AGASA のエネルギースペクトル。

図14：到来方向が AGN の位置と3.1°以内の相関がある宇宙線の数。横軸に観測した宇宙線の数を、縦軸に AGNと相関があった宇宙線の数を表し、TA の preliminary
な実験結果を赤十字印を用いて時間系列に示した。黒
い破線はバックグランドから期待される線で、青色の点線は Auger の結果［7］から期待される AGN との相関数を示す。水色の領域が1σの領域を、緑色の領域が2σの領域を示す。

れたイベント数は５であるのに対して、1019.75eV で折れ曲がりがなく連続的にスペクトルが続く場合に期待されるイベント数は18.4であった。3.5σの sig-

５．展望

nificance で flux suppression が見られた。
4.6

小型電子加速器を用いた大気蛍光望遠鏡の endto-end のエネルギー較正を行うことによって、10％程度の全系統的誤差で空気シャワーエネルギーを測超高エネルギー宇宙線の到来方向と AGN の位定し、超高エネルギー宇宙線のスペクトルを決定することを目指す。1018.5eV 付近の ankle の解釈とし置との相関
超高エネルギー宇宙線の起源を探索することは宇
宙素粒子物理学における重要な課題の一つである。

ては、銀河宇宙線から銀河系外宇宙線への遷移ある

11

ICRR ニュースNO.73

2010.9.30

表１：Auger、HiRes、TA（preliminary）のスペクトル、異方性、質量組成の結果の比較。

Auger

HiRes

TA（preliminary）
FD

SD

スペクトル
フラックス
flux suppression
AGN との相関
質量組成（E ＞1019eV）

エネルギーに換算して20％程度 HiRes より低い
有 (>20σ )［9］HiRes と一致
有（5σ）
［8］

有［7］

無［10］

鉄？［11］

陽子［12］

南天観測

北天観測

？

HiRes と一致
（FD エネルギーにスケール）
有（3.5σ）
無陽子
北天観測

いは陽子宇宙線と宇宙背景放射光子との反応による
電子陽電子対生成の可能性があり、これを解明するという結果を得た。また、空気シャワーフロントのためには、質量組成を測定することが重要である。
スペクトルの折れ曲がりの起源の解明および折れ曲
がり位置のエネルギーの決定は、超高エネルギー宇
宙線のエネルギーのキャリブレーションということでも重要である。
今後更にデータ量を増やし、超高エネルギー宇宙線のエネルギースペクトル、粒子組成、大規模構造、
AGN 以外のカタログ、auto-correlation を含めた到来方向の異方性を融合的に詳細に解析して、超高エネルギー宇宙線の起源、宇宙極高現象を解明していく。

流量に対する制限を得た。超高エネルギー宇宙線の曲率を用いて1019eV 以上のエネルギーのガンマ線の到来方向と AGN の位置に関しては、相関は見られないという結果であった。これと並行して新たな結果の公表に向けての解析も進めている。

参考文献［１］ http://www.telescopearray.org/［２］ http://icrc2009.uni.lodz.pl/［３］ http://www.ichep2010.fr/［４］ K.Greisen, Phys. Rev. Lett. 16（1966）748.
［５］ G.T.Zatsepin and V.A.Kuzʼmin, JETP Lett. 4（1966）78［Pisʼma Zh. Eksp. Teor. Fiz. 4（1966）
114］.
［６］ M.Takeda et al., Astropart. Phys. 19（2003）447.
［７］ J.Abraham et al., Science 318（2007）938

６．まとめ
TA は、北半球最大の最高エネルギー宇宙線観測装置である。観測装置は順調に稼働している。これまでに以下のような preliminary な結果を得た。ハイブリッド解析、HiRes 望遠鏡を移設した MD サイ
トの単眼解析、地表粒子検出器の解析（FD エネル
ギーにエネルギーをスケール）で、超高エネルギー
宇宙線のエネルギースペクトルを求め、HiRes のス

J.Abraham et al., Astropart. Phys. 29（2008）188.
［８］ R.U.Abbasi et al., Phys. Rev. Lett. 100（2008）
101101.
［９］ J.Abraham et al., Phys. Lett. B685（2010）239.
［10］ R.U.Abbasi et al., Astropart. Phys. 30（2008）

ペクトルと一致した結果を得た。地表粒子検出器によ る エ ネ ル ギ ー ス ペ ク ト ル で は、1019.8eV 以 上 で
flux suppression がある結果を得た。空気シャワーの175.
［11］ J.Abraham et al., Phys. Rev. Lett. 104（2010）
091101.

最大発達深さを用いた粒子組成の解析においては、
1018.6eV 以上の一次宇宙線の組成が陽子と一致する［12］ R.U.Abbasi et al., Phys. Rev. Lett. 104（2010）
161101.

12

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2010.9.30

研究紹介

Ashra によるガンマ線バースト光学閃光観測
太

田

一

陽

【宇宙線研究所】

ト）での内部衝撃波であり、ここでγ線や可視光の１．科学的背景
ガンマ線バースト（GRB）は、近傍から遠方の宇宙で起こる大規模な爆発現象であり、数ミリ秒〜閃光が発せられる。また、残光は相対論的な速度で飛び出した物質が周囲の星間物質と衝突して生じる
外部衝撃波で加速された電子のシンクロトロン放射数分という非常に僅かな時間に数 MeV にも達する
莫大なエネルギーのγ線を放射する（図１参照）。
そのエネルギーは大きい時で数 TeV にも及ぶことであると考えられている。形成された外部衝撃波は徐々に減速し、次第に減光すると同時に典型的放射波長が長くなっていき、可視光や赤外線、電波等でがある。γ線の放射に伴い、X 線、可視光、電波など多波長に渡る電磁波も放射すことがある。爆発後、数時間から数日間に渡り可視や X 線の残光が観測され、次第に減光していき見えなくなる。GRB の
起源は、候補として中性子星やブラックホールの連星の合体が考えられていたり、これまでの観測から、大質量星（太陽質量の数十倍以上）が寿命を終えた時に起きる超新星爆発であるらしいことも分かってきている。しかし、その膨大なエネルギーを生みだ
すメカニズムや中心駆動天体の正体は確実には解明されていない。
GRB の爆発・放射機構に関しては、科学者の間で様々なモデルが提唱されてはいるものの、未だ決定的な結論は出ていない。例えば、GRB 発生時の莫大なエネルギーと残光の時間変化を定量的に説明できる標準的なモデルとして火の玉モデルがある

観測される。2）（図１参照）。これによると、GRB の放射機構は、超相対論的な高速運動をしている放射領域（ジェッ

この様なモデルを検証するには、GRB 発生時から残光まで、多波長で高い時間分解能を有する観測が必要である。その最も良い実験台となったのが、2008年３月19日に発生した GRB 080319B である。
GRB は爆発時にかなり明るくなるため、非常に遠方の宇宙に出現しても、小〜中口径の望遠鏡で検出できる。しかも GRB 080319B は、観測史上最も明るい GRB であり、輝度のピーク時には可視光で約５等級にも達し、肉眼でも見えるくらい明るくなった。この GRB は、発生直前・直後から残光が見えなくなるまでの間、世界中の宇宙・地上の望遠鏡でγ線、X 線、紫外線、可視、赤外、電波で観測されている。特に、γ線と可視で GRB 発生直後の光度の時間変化の仕方（光度曲線）が類似しており、両者が同じ物理領域から異なる放射メカニズムで発せられた可能性が示唆された（図２参照）3）。また、その後の残光では、可視光度曲線で時系列に更に２

図１：GRB 発生・放射機構の模式図1）

図２：GRB080319B 発生時のγ線（黒線）、可視光（赤・青のシンボル）の光度曲線。両光度曲線が非常に良く似た形をしていた。3）13

ICRR ニュースNO.73

2010.9.30

つの異なる成分が検出され、それぞれ、星間物質と衝突して生じた、爆発とは逆向きへ向かう外部衝撃
波、外へ向かう外部衝撃波に相当するのでは無いかと推測された。しかし、研究者の間で、内部・外部
衝撃波の有無や、衝撃波での放射過程がシンクロト
ロンではなく、逆コンプトン散乱、或いはシンクロ
トロン自己コンプトン散乱ではないかという、全く異なる解釈が同じデータに対してなされており、統図３：ハワイ島マウナロア山3300m 山腹にある Ashra 望遠鏡

一的な見解が得られていない。これらのモデル解釈に制限を与え、爆発・放射機構を解明するには、更に多くの GRB を発生直前から残光消失までγ線と可視光で同時観測し、光度曲線を比較する必要がある。我々が現在遂行している Ashra プロジェクトの目的の１つはまさにこの様な観測を行うことである。

２．Ashra による GRB 光学観測
我々は、ハワイ島マウナロア山中腹3300m 地点で
広 視 野 高 精 度 素 粒 子 望 遠 鏡 Ashra（All-sky Survey
High Resolution Air-shower detector）を運用し、夜空を常時観測することで、宇宙から来る高エネルギー
素粒子の飛跡をとらえようとしている（図３参照）。
この望遠鏡は、瞳径が約１ m、視野が42°あり、人の視力に匹敵する分角の解像度で空の広い領域を観測できる。一晩中、２秒毎に４秒露出の撮像を繰り返し行っており、常に夜空を監視するため、発生した GRB が視野内に入っていれば、その直前直後の可視の閃光・残光も高い時間分解能で観測できる。
また、マウナロアは年間を通し気象条件が安定しており、晴天率が高く観測には最適である。
GRB の観測は通常、発生時に Swift や Fermi などのγ線観測衛星によって即時にとらえられ、NASA

了後には毎回、データがハードディスクに保存され、宇宙線研究所の我々の研究室に届けられる。そして、別のハードディスクと計算機の２か所にコピーし永久保存される。
Ashra の視野に入る GRB のアラートが出る毎に、データがどんどん蓄積されていく。これらの大量データを処理・整約し、GRB の情報だけを抽出するため、現在解析用ソフトウェアの開発を進めている。具体的には、全ての４秒撮像画像から GRB を同定して抜き出し、その光度を測定するというものである。GRB の可視閃光が弱く、画像中に検出さの GCN（The Gamma-ray bursts Coordinates Network）を通しアラートが発せられる。それを受け、れていない場合は、GRB があるべき位置での光度を測ることで、可視閃光の強さの上限値を求められ世界中の宇宙・地上の望遠鏡・観測施設などが多波長で同時・追観測を行う。発生前からアラート衛星と同じ方向を向き、GRB 発生前の閃光観測を目指している望遠鏡もある。我々の Ashra も2008年からる。全ての４秒撮像画像で光度や光度上限値を計算
し、GRB 発生時からの経過時間に対してプロットすることで、可視の光度曲線を得られる。最終的には、生データから整約済み画像作成、GRB の可視

今年にかけ、Swift、Fermi 衛星でアラートが出た
GRB を約70個観測した（図４参照）。Swift、Fermiの光度曲線作成までを全自動で行えるものを目指している。

図４：これまでに Ashra がとらえた GRB の個数。

衛星が GRB をとらえた時、GCN のアラートメール
が我々のハワイの観測チームの PC と日本でシフトを組んでいるチームの携帯電話に届く。もし GRBの座標が Ashra の視野内に既に入っていたり、数時

３．まとめ・今後の展望
Swift、Fermi 衛星の GRB 情報と Ashra の広視野、常時観測という条件を組み合わせることで、多くのGRB について発生直前直後の可視光データを得る

間後に入る場合は、日本からハワイへ連絡し、観測チームに注意を促している。Ashra の観測は満月のことができ、その解析手順も確立しつつある。このAshra データから得られる情報は、各 GRB の可視の 光 度 曲 線（時 間 分 解 能 ４ 秒） で あ る。Fermi、

日以外に行われ、この満月から満月の間の約１カ月間を１シーズンと定めている。各シーズンの観測終14

ICRR ニュースNO.73

2010.9.30

Swift 衛星がとらえたγ線、X 線などの光度曲線、
世界のその他の望遠鏡で得られた電波や赤外線のれ、GRB080319B の様な非常に明るい GRB のデー
タも貯まっていけば、統計的に高い精度で GRB のデータとの比較により、放射機構の解明、モデルへの制限が得られるであろう。更に、４秒撮像の画像
で GRB が検出されていない場合に対しても、取得発生起源・物理機構に関して新たな知見が得られるであろう。

した全ての GRB の画像を足し合わせることで信号／ノイズ比を向上させ、可視閃光のシグナルを検出でき、観測した全 GRB の平均的な光度曲線を描

参考文献
１） Los Alamos National Laboratory
http://www.lanl.gov/news/index.php/fuseaction/1663.

ける可能性がある。γ線データに対しても同様な方法で光度曲線を求めて比較すれば、GRB の平均的な物理的性質を調べられる。これは、Ashra で大量

article/d/20081/id/12334
２） 理科年表オフィシャルサイト
http://www.rikanenpyo.jp/kaisetsu/tenmon/に得た GRB のデータを使ってできるユニークな解析方法である。今後更に GRB のデータが撮り足さ

tenmon_022.html
３） J. L. Racusin et al. 2008, Nature, 455, 183

15

ICRR ニュース

発 令 日

氏

名

NO.73

2010.9.30

人

事

異

異動内容

職

発 令 日

動
氏

名

異動内容

職

H22．３．31

上

松

義

昭

定年退職

技術専門職員H22．４．１

手

嶋

政

廣

再 委 嘱

客員教授

H22．３．31

平

松

尚

志

任期満了退職

特任研究員

H22．４．１

大

橋

英

雄

再 委 嘱

客員教授

H22．３．31

矢

吹

正

教

任期満了退職

特任研究員

H22．４．15

竹

内

康

雄

辞

職

准 教 授

H22．３．31

清

水

雄

輝

任期満了退職

特任研究員

H22．４．16

竹

内

康

雄

委

嘱

客員教授

H22．３．31

谷

本

奈

穂

任期満了退職

特任研究員

H22．４．26

TANNER David Burnham

新規採用

特任教授

H22．４．１

関

口

豊

和

新規採用

特任研究員

H22．４．30

櫻

辞

職

特任助教

H22．４．１

黒

栁

幸

子

新規採用

特任研究員

H22．５．７

RUBTSOV Grigory

任期満了退職

特任准教授

H22．４．１

池

田

大

輔

新規採用

特任研究員

H22．５．28

金

行

健

治

死亡退職

准 教 授

H22．４．１

多米田

裕一郎

新規採用

特任研究員

H22．５．31

久

野

純

治

辞

職

准 教 授

H22．４．１

太

田

一

陽

新規採用

特任研究員

H22．６．９

TANNER David Burnham

任期満了退職

特任教授

H22．４．１

中

谷

一

郎

再 委 嘱

客員教授

H22．７．23

大

新規採用

准 教 授

内

信

正

之

己

“A new idea to search for charged lepton flavor violation using a
muonic atom”
Masafumi Koike, Yoshitaka Kuno, Joe Sato and Masato Yamanaka
ICRR-Report‑563‑2009‑25“Precise Measurement of Solar Neutrinos with Super-Kamiokande III”
Motoyasu Ikeda
ICRR-Report‑564‑2009‑26“Search for Supernova Relic Neutrino at Super-Kamiokande”
Takashi Iida
ICRR-Report‑565‑2009‑27“Numerical study of Q-ball formation in gravity mediation”
Takashi Hiramatsu, Masahiro Kawasaki and Fuminobu Takahashi
ICRR-Report‑566‑2009‑28“WIMP dark matter in gauge-mediated SUSY breaking models
and its phenomenology”
Junji Hisano, Kazunori Nakayama, Shohei Sugiyama, Tomohiro
Takesako and Masato Yamanaka

ICRR Seminar 2010年度
７月16日（金） 松原 英雄（JAXA 宇宙研）
「あかり」から“
SPICA へ：スペース赤外線天文学の現状と将来 ”
６月25日（金） 宗像 一起（信州大）
銀河宇宙線異方性：Tibet+IceCube による両半球観測の最新結果
６月４日（金） 牧島 一夫（東京大）「すざく」による超強磁場天体マグネターの観測
５月28日（金） Enrico Barausse（University of Maryland）“Hamiltonian of a spinning test-particle in curved spacetime”
５月21日（金） 村瀬 孔大（東京工業大学）“Gamma-Ray Signals from Ultrahigh-Energy Cosmic-Ray
Sources and Implications of Ultrahigh-Energy Nuclei Productionin the Sources”
５月14日（金） 宮沢 弘成（東京大学名誉教授）
仁科芳雄研究室のミュオン研究
５月12日（水） David Tanner（University of Florida）“Seeking the unseen: gravitational waves with LIGO and axion
dark matter with ADMX”
４月16日（金） 宇川彰（筑波大）
格子 QCD の現状と将来
４月15日（木） 横谷馨（KEK）
リニアコライダーの技術の進展状況
４月１日（木） 外村彰（日立製作所）
電子顕微鏡で拓く物理
３月26日（金） 清水 裕彦（KEK）
J-PARC における中性子基礎物理
３月18日（木） 高橋智（佐賀大学）“Probing the physics of the early Universe with non-Gaussianity”

ICRR Report

井

ICRR Report 2010年度
ICRR-Report‑568‑2010‑1“A complete calculation for direct detection of Wino dark matter”
Junji Hisano, Koji Ishiwata and Natsumi Nagata
ICRR-Report‑569‑2010‑2“Reevaluation of Higgs-Mediated $\mu-e$ Transition in the
MSSM”
Junji Hisano, Shohei Sugiyama, Masato Yamanaka and Masaki
Jung Soo Yang

2009年度No.73

ICRR-Report‑560‑2009‑22“Full three flavor oscillation analysis of atmospheric neutrino
data observed in Super-Kamiokande”
Chizue Ishihara
ICRR-Report‑561‑2009‑23“Effects of Light Fields During Inflation”
Takeshi Kobayashi and Shinji Mukohyama
ICRR-Report‑562‑2009‑24

2010年 9 月30日

東 京 大 学 宇 宙 線 研 究 所〒277-8582 千葉県柏市柏の葉5−1−5
TEL（04）7136−3143又は04−7136−5148
編集委員 佐々木真人 伊藤英男

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