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2007.12.03 13.17.07

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2007.11.30

東京大学宇宙線研究所

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/ICRR news）からでも御覧になれます。

瀧田正人 １１

テレスコープ・アレイ（TA）実験の

村木

綏 １３

現状報告………………………………佐川宏行

１

第３
０回宇宙線国際会議報告……………野中敏幸

８

ICRR―Seminar …………………………………… １４

西嶋恭司

９

自己紹介、人事異動……………………………… １５

格 １
０

お知らせ…………………………………………… １６

三浦

真、樋口

研究紹介

テレスコープアレイ（TA）実験の現状報告
東京大学宇宙線研究所 佐 川 宏 行
経緯と現状を報告する。

１．はじめに２．TA 実験装置

明野広域空気シャワーアレイ（Akeno Giant Air
Shower Array：AGASA）は、Greisen―Zatsepin―Kuz-

TA 実験装置は、図１に示 す よ う に、約３０km 四min が予言した限界エネルギー（GZK 限界）を越方に配置した SD アレイと、それを取り囲むようにえて続く宇宙線のエネルギースペクトルを観測した。

設置した３箇所の FD ステーションからなる。通信

これに対して、米国ユタ州の High Resolution Fly’s

塔を SD アレイの周辺に３箇所建設する。SD アレ

Eye（HiRes）の観測結果は、GZK 限界の存在とほイの大きさは約１２００km２・sr で、AGASA の約１０倍のぼ一致している。
「宇宙線のエネルギーに限界はあ規模である。FD は稼働率１０％として１０２０eV で約３００

る か」を 巡 っ て 続 く 議 論 に 終 止 符 を 打 つ べ く、

km２・sr の感度をもつ。TA サイトは米国ユタ州ソル

AGASA タイプの地表粒子検出器（Surface

Detec-

トレークシティの南約１４０マイル（緯度３９度、
経度１１３

tor：SD）と HiRes タイプの大気蛍光望遠鏡（Fluores-度）の砂漠地帯に位置し、平均の標高は１，４００m でcence

Detector：FD）のハイブリッド装置として、ある。TA サイトの約８０％は連邦政府の土地で、約

Telescope Array（TA）実験が AGASA の１０倍規模で

１０％が州政府の土地で、残りの約１０％が私有地であ計画された。TA 実験は２００
３年度に科学研究費・特る。現在 TA 実験グループは日本、米国、韓国の２
６定領域研究「最高エネルギー宇宙線の起源」として

大学・機関からの約１１０名の研究者からなる。

正式に発足した。２
０
０
５〜２
０
０
６年度に本格的な建設を先のメリダでの国際学会では HiRes 実験と Auger

行い、ほぼ完成した。FD は３望遠鏡ステーション

実験はエネルギースペクトルを発表したが、基本的すべてで観測を行っており、SD も最終調整をほぼに FD だけでの較正でエネルギーを決めており、エ

終えて、２
０
０
８年１月からのフル稼働を目指している。

ネルギーの系統誤差に関してはなお検討が必要であ

この報告では、TA 実験装置を説明し、これまでのるように見受けられる。TA 実験では、SD として―1―

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００％である。
に１０１９eV 以上でほぼ１SD のシンチレーター検出器部はプラスチックシ
ン チ レ ー タ ー、ウ ェ ー ブ レ ン グ ス シ フ タ ー（WLS）用ファイバー、PMT からなり、信号を読出し・トリガー回路で処理する。砂漠地帯には既存の通信システムや電源はないので、各 SD が wireless
LAN 通信システムで通信塔に情報を送り、電力供給用のソーラーパワーシステムをもつ。
地表粒子検出器：カウンターはプラスチックシンチ
レーター２層を、間に１mm 厚のステンレススチー
ル板を挿入して、上下に重ねた構造である。シンチ
レーターの厚さは１．
２cm で、面積は３m２である。シンチレーターの表面に溝を彫って１層あたり直径１mm の WLS 用ファイバーを２cm 間隔で張っている（図２）。各層ごとにファイバーの両端を束ねて光電子増倍管（Electron Tubes 社９１２４SA）面にグリースで光学的に接続する。２つの層からの信号を別々

図１ TA 実験の測定器の配置。黒い四角で示したのが、設置済みの地表粒子検出器で、赤い四角が、まだ設置していないもの。緑の四角が大気蛍光望遠鏡ステー
ションである。橙色の丸が通信塔である。

の PMT に接続することによって、ミューオンの信号を使ってお互い較正することができ、コインシデ
ンスをとって測定できる。以上の構成品を２．
３m×
１．
７m×１
０cm のサイズのステンレススチール製の箱に収める。

は AGASA を継承するプラスチックシンチレーター
検出器を用いる。モンテカルロシミュレーションの力を借りるが、空気シャワーの最大発達点付近でのSD DAQ：PMT からの信号は１２ビットで５０MHz サ

横方向発達を測定してエネルギーを求める。空気ンプリングの FADC で連続的にデジタル化する。

シャワーの大部分を占める電磁成分を主に測定する

０．
３MIP（Minimum Ionizing Particle）以上の信号をので、Auger の SD のようなミューオンに対して感記録したときに Global Positioning System（GPS）の度が大きい測定器に比べて、ハドロン相互作用のモ

タイムスタンプを記録する。GPS の時間分解能はデルにあまりよらず、エネルギーも一次宇宙線の組±２０ns 以下である。０．
３MIP 以上の閾値で１SD あ

成にほとんどよらず決定できる。FD は空気シャたり約１kHz のトリガーレートである。PMT の信ワーの縦方向発達をカロリメトリックに測定し、エ号が３MIP 以上の時にその測定器のトリガーリス

ネルギーが測定できるとともに一次宇宙線の組成のトに記録する。３MIP 以上の閾値で１SD あたり約情報を提供できる。第３の FD ステーションとして
HiRes の 望 遠 鏡 を 移 設 し て お り、TA の 望 遠 鏡 とHiRes の望遠鏡の相互チェックを行う。また、従来の較正方法に加えて、電子線形加速器を開発・製作
して TA の観測サイトに設置して、既知のエネル
ギーの電子ビームを照射して、空気シャワーを発生させ、エネルギーの絶対較正を行うという画期的な試みを行う。

３．地表粒子検出器アレイ
SD アレイは１．
２km 間隔で碁盤の目状に配置された５１２台のプラスチックシンチレーターからなり、
約７００km２の地表の領域をカバーする。トリガー効率は一次宇宙線の入射角が天頂角で４５度以内の場合―2―

図２ 地表粒子検出器のプラスチックシンチレータ ー にファイバーを張っているところ。

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４
０Hz である。トリガーリストは１秒に１回 wireless

年のテスト設置の際に製作した検出器と合わせて合LAN によって通信塔にある DAQ HOST に送る。隣計５１８台製作した。デルタ市には Cosmic Ray Center

り合う３台以上のカウンターからの信号が、ある時と名付けた作業場があり、ユタにある会社が製作し間幅内にあるという条件を課して、空気シャワーイ

た架台に、シンチレーター検出器部を載せてその他

ベントを同定し、データを送るように子機に指示すの部品を取り付けて SD を完成させた。

る。０．
３MIP 以上のデータをもつ SD が波形データ
を HOST へ転送する。通信には２．
４GHz の周波数拡設置：米国土地管理局（Bureau of Land Manager：

散方式の技術を使う市販の無線送受信器を利用する、BLM）からの要請により、SD および通信塔を設置

通信用のアンテナは SD に付けたポールに固定する。

するすべての場所に対して動植物、歴史的遺物の調データは一旦通信塔に設置した PC に蓄える。通信査が行われた。調査の結果、BLM からの要請で、塔にあるデータあるいは領域間トリガーの情報の転いくつかの設置場所を変更した。一般の人からのコ

送は、タワー間あるいはタワーステーション間のメントにも逐一対応して、２００６年の春に漸く設置の５．
８GHz の通信系で行う予定である。

許可を得ることができた。但し、３月１日から８月
３１日までは、鳥類の保護期間ということで、通信塔

電源供給：各測定器の消費電力は約６Ｗである。各の建設および SD の設置はできなかった。

SD に取り付けた約１２０Ｗの１枚のソーラーパネル

９月に入ってまず３つの通信塔の建設を行った。

からの電流をバッテリ１個（容量１００Ah、電圧１２Ｖ）

高さ１２m 程度の通信塔で、図３に示すように、コンに蓄える。充放電の制御は自前の設計によるチャー

クリートは使わずに６本のガイワイヤーで起立する。

ジコントローラで行う。バッテリは SD エレキととSD の設置のために、２台のトレーラーで、１度もにソーラーパネルの陰にある箱の中に収める。

に合計１２台の SD をデルタ市内の Cosmic Ray Centerから TA サイトに設定した約２０箇所の仮集積場まで

SD の較正とモニター：ゲインといくつかのモニ運んだ。そこに SD を２
０〜３０台集めてからヘリコプ

ターに関しては、定期的に行う予定であるが、頻度

ターで１台ずつ所定の場所に設置した（図４）。初は最終的な DAQ の運用状況を見て決める。

めの SD 設置（２００６年１０月）に関しては、宇宙線研・ゲインの較正は１MIP の大きさを測定して行う。

究所の広報の伊藤さんが ICRR ニュース第６１号に報・各所の温度モニター、シンチレーターボックス内

告したのでそちらをご覧ください。１０月に５０台、その湿度モニター、ソーラーシステムの電流・電圧の後１２月に５０台、２００
７年１月に７０台の設置を行った。

のモニターも行う。

その冬はここ数年で一番寒かったということである。

Linearity に関しては、架台を運ぶヘリコプターが寒さのために飛行できな・LED を各層に２個ずつ装着してあり、１個ずつい（操縦士が下の様子を見るのにドアをはずすので

ON にして測定した光量の和と２個同時に ON に

寒すぎる）ので２週間ぐらい待ったこともあった。

した場合の光量の比がほぼ１であるかどうかで確

朝に架台を運ぶためのフォークリフトやクレーンが認する。
テスト設置：２
０
０４年の秋に２０台の地表粒子検出器を
米国ユタ州の TA サイトの近くのデルタ市内で組み立てた。このうち１８台を州政府の土地にテスト設置した。その結果、
・長距離通信で SD の波形データの取得に成功し、・ヘリコプターによるカウンターの設置方法を確立
した。
量産：２
０
０
５年の春から柏の宇宙線研究所の実験室で、シンチレーター検出器部の大量の組立を開始した。
１日３台 の ペ ー ス で 組 立 を 行 い、５０台、１０
０台 といった単位で随時米国ユタ州のデルタ市へ向けて輸
送した。２
０
０
６年の１０月に無事製作を終了した。２
００４

―3―

図３ BRM の通信塔。通信塔の後方約１００m 下に TA サイトが広がる。

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図６ 地表粒子検出器アレイで観測した空気シャワーイベ
ント。ａ）０．
３MIP 以上の信号を検出した検出器の配列。添字は１MIP を単位とした信号の大きさを示す。
円の半径は信号の大きさの常用対 数 に 比 例 す る。
ｂ）検出器からの信号波形分布。添字は検出器番号を示す。

通信が不安定である SD がかなり見られた。調査の結果、受信点の高さによって受信強度が変化する現図４ ヘリコプターによる地表粒子検出器の設置風景（TA サイト内の仮集積場にて）。

象（ハイトパターン）であることが判明した。通信塔にある HOST エレキのアンテナと SD のアンテナ

始動しないこともあった。２月中に残りの三百数十との間に直接波と地表での反射波が存在し干渉する。

台の SD を設置する時には、デルタ市での架台の組

直接波と反射波の伝送路の長さの差（位相差）が場

立・試験、作業所から仮集積所への移動、仮集積所

所および高さによって異なるので、SD のアンテナでの試験、およびヘリコプターによる設置・調整のの方位角方向の調整だけでなく、アンテナの地上高

４つの作業が同時進行するという、ハードなスケも１台ずつ調整する必要が出てきた。全部回る前に、ジュールであった。結局、２月末までに設置予定５１
２

その他の機能も含め、安定にデータ収集ができるか台のうち９５％である４８５台の SD を TA サイトに設を確認するために、それぞれの通信塔がカバーする

置することができた（図５）。設置できなかった SD

領域から約５０台まとまった SD のアレイ（サブアレは、私有地にあって２月末までに所有者から許可をイ）を選んで、４月〜６月にサブアレイ内にある SD得ることができなかった２５台と設置当時に池の中にに対してアンテナの高さ等の調整を行った。図６にあったという２台である。

SD で取得した宇宙線による空気シャワーのデータを示す。その後 SD の DAQ へのフィードバックをして、１０月に残りの SD に対して大量調整をした。

設置後：SD 設置後に通信ができない SD あるいは１０月の調整、通信状況の調査を基に図１にある SD
アレイの縁の配置を若干変更する可能性もある。１２月までに残りの SD をできるだけ設置し、最新のDAQ システムを導入して、２
００８年１月には全領域を稼働させて定常運転を開始する予定である。

４．大気蛍光望遠鏡
TA 実験には３つの FD ステーションがある。南
東のサイトを Black Rock Mesa（BRM）、南西のサ
イトを Long Ridge（LR）、北のサイトを Middle Drum
（MD）と呼び、それぞれ約３０km 離れている。FD
ステーションは州政府の土地にあって２０
０４年８月頃
図５ 設置した地表粒子検出器。右後方に隣の検出器が見
える。

―4―

より BRM サイトの道路の整備と FD ステーションの建物の建設を始めた。図７に BRM に完成した FD

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ルターを通った後で１
２ビット４０MHz

FADC でデジタル化する。実際には４ビン足して１０MHz で使用する。SDF モジュールは９U

VME 規格で、１モジュールに１６チャンネル分ある。SDF モジュール
は１クレートに１６モジュールあり、１カメラ分に相当する。SDF モジュールからのヒット情報は同じ
ク レ ー ト に あ る１台 の ト ラ ッ ク 検 出 モ ジ ュ ー ル（Track Finder：TF）に送られて、１カメラ内の空
気シャワートラックを探す。すべての TF モジュールの結果は１ステーションに１台ある中央トリガー
決定モジュール（Central Trigger Decision：CTD）に送られてデータ収集の決定を下す。トラックが２
図７ BRM の FD ステーションに完成した大気蛍光望遠鏡。

つのカメラに渡ってもトリガーができるロジックになっている。CTD モジュールは TF モジュールを通ステーションを示す。BRM と LR のステーション

してすべての SDF にトリガー信号を配り、BIT３イにはそれぞれ１２台の反射望遠鏡を６列２段に配置し、ンターフェースを通して波形データと付加的な情報

仰角方向に３度から３３度、アレイの中央に向かってをカメラごとに対応する PC に転送する。
宇宙線研究所明野観測所において鏡の試験、カメ

方位角方向に１
０８度をカバーする。

ラのアセンブリと統合試験を行ってからユタへ輸送
鏡：各望遠鏡の視野は方位角で１８度、仰角で１
５．
５度

した。２
０
０７年３月には BRM ステーションの観測をで あ る。６．
８m２の 球 面（曲 率 半 径６０６７mm）鏡 が１８開始した。図８に FD で観測された空気シャワーの枚の六角形のセグメント鏡から構成される。セグメ

データを示す。６月からは BRM ステーションの１０

ント鏡は１
０．
５mm 厚さの耐熱ガラス（ショット社ボ

台のカメラと LR の６台のカメラでステレオ観測を

ロフロート）にアルミを真空蒸着させた後に、約５０

始めて、２ステーションで空気シャワーイベントを

nm 厚のアノダイゼーションとよばれる酸化アルミ

同時観測した。更に２つの FD と地表粒子検出器アの層によるコーティングをして表面を保護する。すレイで空気シャワーイベント（ステレオ・ハイブ

べてのセグメント鏡の測定で曲率半径６０６７mm が±

リッドイベント）を同時観測することもできた。

１００mm 以内であり、２９６０mm の焦点距離で２０mm 以
下のスポットサイズを実現している。鏡の反射率はFD の較正とモニター：TA では PMT のゲインの較３
５０nm の波長で９０％以上の反射率であった。

正、カメラの一様性の測定、大気モニターおよび加速器によるエネルギーの絶対較正を行う。

カメラ：空気シャワーの像は焦点面状にモザイク型の PMT カメラによって検出する。１つのカメラは六角形の光電面をもつ PMT（浜松製 R９５
０８）を１
６
本×１
６本で構成される。各々の PMT は１．
１度×１．
０度の視野をもつ。PMT には夜光からのバックグラ
ンドを減らすために３５０nm で透過率が９５％である
４mm 厚 の 光 学 的 な フ ィ ル タ ー（シ ョ ッ ト 社 BG
３）を取り付ける。カメラは UV 透過性のプレキシ
ガラスの窓が付いた箱に組み立てられる。PMT は負の高電圧を使用し、すべての PMT に対して個々に調整する。
FD DAQ：PMT からの信号はプリアンプで５０倍に増幅した後、約２５m 長のケーブルで信号検出・デ
ジタル化モジュール（Signal Digitizer and Finder：SDF）に信号を送る。SDF モジュールでは整形フィ―5―

図８ 大気蛍光望遠鏡で撮像した空気シャワーイベント。
左図：信号のある PMT をカメラの２次元的な配置で示す。ADC 値に応じて色を変えて表示している。右
図：カメラ毎の光量の和を時間の関数で示す。赤い
データ点がカメラ８に対応し、黒いデータ点がカメラ９に対応する。

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2007.12.03 13.17.07●PMT のゲインの較正とカメラの一様性の測定：

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ゾルの分布を反映して場所や時間によって違う。

波長が３３
７．
１nm の窒素レーザーを窒素で充満させ

LIDAR システムと赤外線 CCD カメラは大気モニた散乱箱に通して、そのレーリー散乱光で PMT をターのために各 FD ステーションに設置する予定で絶対較正するシステム（CRAYS と呼ぶ）を製作しある。図９にすでに BRM ステーションに設置された。各カメラにはこの CRAYS で絶対較正した３本た LIDAR 装置を示す。このシステムは波長３５５nmの PMT を取り付ける。その３本の PMT には長期の Nd：YAG レーザーとそれと同じ向きに据付けた安定性を見るために YAP パルサーを表面に取り付望遠鏡からなる。レーザーはどの方向へも射出可能

けている。

で、後方散乱光を据付けの望遠鏡で受光し、レー

ステーションにおいてゼノンフラッシャーを一様ザーの経路に沿った大気の消散係数とエアロゾルのに カ メ ラ に 照 射 し て 相 対 的 に１％程 度 の 精 度 で光学的な深さを求める。また、赤外線 CCD カメラ

PMT のゲインを調整した。

を設置して夜空の温度を測定して雲をモニターする。

PMT カメラ上での２次元的な相対的な一様性を●中 央 レ ー ザ ー 装 置（Central

Laser

Facility：

測定するために X―Y スキャンナーを製作した。X―

CLF）：CLF は UV レーザーと光学系からなり、コY スキャンナーは３６０nm の波長特性を持 っ た UV

ンテナに収容する。CLF の用地は３つの FD ステー

LED と X―Y ステージからなり、４mm ステップでションから等距離にある。そこから３５５nm のパル

PMT のゲインを測定できる。

スレーザーを垂直に射出する。高い高度でのレー●ライダー（Light Detection and Ranging：LIDAR）

リー散乱を同時にすべての FD ステーションで観測装置と雲モニター：空気シャワーによって生成されする。また、各 FD サイト間の GPS タイミングのた UV 蛍光は FD までの伝播通路に沿って散乱されチェックができる。２００
７年５月に予定地付近でレー損失する。主な過程は空気の分子によるレーリー散ザーを試験的に射出して BRM と LR の FD ステー

乱とエアロゾルによるミー散乱である。レーリー散

ションで同時に観測した。用地が整備されるまで、乱による補正は大気の密度と温度分布から約５％のLR の FD ステーションに CLF を仮置きして調整す精度で計算できる。ミー散乱の量は空気中のエアロる。
●小型電子線形加速器（TA―LINAC）：観測現場において、合計したエネルギーが分かる電子ビームを大気中に射出して発生した空気シャワーからの大気
蛍光量を TA の FD で直接測定して、エネルギーの絶対較正をすることが目的である。これまで望遠鏡の感度の較正の基本は、PMT の量子効率や大気の発光効率など関連する要素を測定して積み上げることであった。このような方式ですべてのパラメー
ターを測定して管理するのは困難な仕事であり、見過ごしや不注意で全体の較正が狂う可能性や積み上げによって系統誤差が大きくなる可能性がある。そこで、装置全体の感度を一括して較正できる絶対光源として FD ステーションから約１００m 離れた所にTA―LINAC を設置する予定である。４０フィートコ
ンテナに収納できる程度に小型で可搬である。射出電子のエネルギーが最大４０MeV で１
０MeV まで可変
で あ る。継 続 時 間 が１μs で１０９個 の４０MeV の 電 子
ビームは空気中での約４×１
０１６eV のエネルギーの損
失 を よ く 模 擬 し、１０km 先 の 約４×１
０２０eV の シ ャワーに相当する。観測された蛍光信号と GEANT シ
ミュレーションから期待されるエネルギー損失との比較によって絶対較正を行う。TA―LINAC は、高図９ BRM の FD ステーションに設置したライダードーム。
左上にドーム内に設置したライダーシステムを示す。

―6―

エネルギー加速器研究機構（KEK）の加速器施設のスタッフとの共同研究によって設計・製作し（図／平成１９年／８月／★８−９６／本文４／ＹＡ８０９６Ｄ

2007.12.05 10.47.07

Page 37

図１
１ TA の第３の FD ステーションに移設した HiRes の鏡。

置する。他の２つの FD ステーションとは違い、望遠鏡を１つの床に設置し、また、１つの光源で測定器が較正できるように内側の１点を見るように作られている。隣り合うミラーの仰角を変えて BRM とLR ステーションと同程度の視野を仰角方向でカバーする。その後配線等も終了し、１１月初めより全体として観測を開始した。

図１
０ KEK で製作がほぼ完了した TA―LINAC。

５．おわりに

１０）、２
００
７月１１月現在ほぼ完成した。１
２月からフルシステムでビーム試験を行い、来年早々米国ユタ州

TA 実験では、大気蛍光望遠鏡とプラスチックシに輸送する予定である。

ンチレーター地表粒子検出器アレイという２つの全く独立したエネルギー測定装置を持つ。第３の FD

第３の FD ステーション：TA サイト北側（Middle

ステーションに HiRes の望遠鏡を移設した。FD のDrum）の FD ステーションには、HiRes―I の望遠鏡

較正に関しては、構成要素ごとに行う従来の方法にシステムを移設した。建物は新築したが、エレキの

加 え て、観 測 現 場 に TA―LINAC を 設 置 し、電 子

清掃、PMT の HV の再調整、新建物での配置に合ビームを大気中に射出して生じた空気シャワーをわせた中央タイミングシステム・ミラー間トリガー

FD で観測してエネルギーの絶対較正を行うというロジックの構築といったあまり大きくない手直しで画期的なものである。このように、TA 実験装置は対処した。HiRes の運転は２００
６年４月に停止した。

バランスのとれたユニークな構成になっている。

２００
６年１１月に建設地の整地を始め、２００
７年３月には

２００
７年度の第１四半期には部分的に観測を開始して望遠鏡ステーションの建物の建設が終了した。５月

FD と SD で空気シャワーのデータを取得した。１１には HiRes の鏡を Middle

Drum の建物に移し始め

月には３つの FD ステーション全体としての観測をた。カメラおよび読出し回路の移設も始め、７月に開始した。SD も調整が完了し、残りの設置を１
２月

は一部を稼働させ、レーザーイベントを撮影した。

までに行い、２０
０８年１月からのフル稼働・定常観測

図１１のように、１ステーションに１４台の望遠鏡を配を目指している。

―7―

／平成１９年／８月／★８−９６／本文５／ＹＡ８０９６Ｅ

2007.11.29 16.25.20

Page 42報告

第３０回宇宙線国際会議報告・超高エネルギー宇宙線
東京大学宇宙線研究所 野 中 敏 幸
超高エネルギー宇宙線のセッションで、まず注目

構造を宇宙背景放射と陽子宇宙線の衝突による電子されたのが Auger 実験の出してくる最高エネルギー

陽電子の対生成によるものとして、そのモデルに領域でのエネルギースペクトルだった。それだけに従って過去の実験のエネルギーを較正した図が示さ

本稿が読まれるまでには、会議の様子などをすでにれた。ラポータトークでも Berezinsky 氏の発表が引聞いておられると思います。

用され、Auger のエネルギースケールに対して必要

Auger 実験は地表検出器（SD）として水タンク１６００台（面積１０m

２

高さ１．
２m）を３
００
０km に展開し、
２

な補正は１．
５倍程と大きく、他の実験に比してそれだけエネルギーを小さく見積もっている事が主張さそのアレイを４台の大気蛍光望遠鏡（FD）の視野でれた。同じく大気蛍光法でもってエネルギーを決定カバーした空気シャワー観測装置であり、最高エネ

する HiRes 実験との乖離も３０％程度であることから、

ルギー領域を観測ターゲットとしている。今回のメ

その原因について活発な議論が行われ、個人的には

キシコの会議では、２００５年のインド国際会議で公表

大気状態毎の大気蛍光の違いなど、今後の大気蛍光されたデータから２年が経ち、さらに統計量をあげ観測における系統誤差の把握が重要である印象を強たデータでもって、このエネルギー領域でのスペクく受けた。TA が行おうとしている電磁成分を的にトル、異方性、化学組成などの結果が発表されるとした地表検出器でもって地表検出器側からもエネル期待されていた。
装置の建設は、
地表アレイの約８５％ギーを決定して比較することもそうした課題のひとがデプロイされ、かつ大気蛍光望遠鏡は４ステーつである。

ションとも完成、運転開始されている。５月に採ら

また化学組成の変化の指標としてエネルギー毎のれたという４台の大気蛍光望遠鏡、地表アレイ全て

Xmax の変化を Auger が発表した。１０１７．５eV〜１０１８eV

で観測された１つのシャワーイベントの図なども紹過ぎまではほぼ HiRes の測定に沿ったかたちで pro-

介され、実験の進み具合が聴衆へ印象付けられた。

ton like に Xmax は 推 移 す る、１０１８．５eV 過 ぎ か ら は発表されたエネルギースペクトルは、１０１９．６eV 辺

HiRes より若干重い側へよっていっているデータでりからスペクトルの冪はγ〜４．
１へと落ち込んでいあった。が、前述のエネルギースケールのずれの影るように見え、これまでの HiRes 実験の結果と同様

響などがどの程度のものなのか気になった。

の GZK cut off の様相を見せている。Auger と共に異方性については、否定的な発表であったが、全会議の序盤に発表を行った HiRes グループもこれま

天のクラスター走査では７°程度の構造を持った異方でのデータからスペクトルを出しており、これまで

性が偶然確率２×１０―２程度で観測されているという指の主張と変わらない Cutoff のあるスペクトルを発摘もあり興味深く感じた。異方性については否定的表している。

な結果であったが、超高エネルギーガンマ線につい２年前の宇宙線国際会議と同様に、エネルギースては、１０１９eV付近でこれまでの上限値を１桁ほど下げ

ペクトルは地表検出器での観測イベントを用いて算た結果を出してくるなど、ガンマ線のフラックス／

出されている。ただし、Auger 実 験 で は FD と SD

存在比についての多くのモデルに制限がつけられた。

の同時観測イベントを用いて SD で観測したシャ

Auger と同様に地表検出器と大気蛍光望遠鏡によワーパラメータと FD での観測から推定したエネル

るハイブリッド観測を目指す TA 実験も現在建設時

ギーの相関を把握しておき、その関係を用いて全観期を終え、完成しつつある FD ステーション間での測期間での地表検出器で測定されたシャワーについ

同時観測、稼動地表検出器アレイからのファーストてエネルギーを推定している。
（今回の国際会議でイベントが紹介された。AGASA／HiRes に続くこ示されたその較正のための相関図は FD のエネル

れらの実験がようやく結果を出し始めるステップにギーにして大体１
０ eV〜１０ eV までの間に分布す入り、今後の結果が注目されるところだろう。
（Tele-

る３
８７イベントについてのものである。
）

scope Array 実 験 に つ い て の 詳 し い 報 告 は、こ の

１
８．
５

１
９．
５

会 議 の 後 半 の plenary talk と し て、Berezinsky 氏
によって１０ 〜１
０ eV のスペクトルに見られる dip
１
８

１
９

―8―

ICRR ニュースの「テレスコープアレイ（TA）実験」を参照ください。
）

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Page 1報告

第３０回宇宙線国際会議報告・超高エネルギーガンマ線
東海大学理学部 西 嶋 恭 司
超高エネルギーガンマ線セッションにおいては、

TeV ガンマ線源であることがわかってきた。特徴

H.E.S.S.と MAGIC を 中 心 に１
２
０を 超 え る TeV ガ ン

としては１０５年以下の比較的若いパルサーに付随しマ線の観測結果の報告がなされた。その中には H.E.

てお り、１TeV か ら１
０
０TeV の 電 子 に よ る IC 放 射

S.S.とほぼ同等の感度で稼動を始めた VERITAS がと考えられる。E／d２＞１０３５erg／s／kpc２のスピンダウン

検出した６天体の報告も含まれている。この時点でルミノシティを持つパルサーの７０％が TeV 放射源検出が報告された TeV ガンマ線源の総数は７１となであると H.E.S.S.が報告しており、そのエネルギー

り、前回の Pune の時の３３と比較して倍増であるばの約１％が TeV 放射に回っていることが示唆されかりでなく、いくつかの天体に関してはかなり詳細ている。Crab 星雲については VERITAS をはじめたな観測も行われるようになってきた。ここでは、TeV

くさんのグループから報告がなされた。MAGIC にガンマ線の観測結果を中心に、トピックスごとに主より SED のピークが７７±４７GeV にあること、H.E.S.

な成果を紹介する。

S.により８
０TeV まで伸びていること、さらに MAGIC

銀河系内天体のハイライトのひとつは、H.E.S.S.

により６
０―１
８０GeV 領域で Crab パルサーからのパルの銀河面サーベイの結果である。銀経で−８０°からス放射のヒントを得た（１
６時間の観測で２．
９σ）こ

＋６
０°
まで広げたサーベイにより、新たに１３個のガと、などが報告された。

ンマ線源を見つけた。そのうち、４個が PWN で、連星系では、ブラックホール連星系 Cyg X―１から星団と連星系が一つずつの他、７個が未同定である。

のガンマ線放射が４０時間の観測のうち７９分間だけ

私見であるが、これら未同定ガンマ線源の多くが４．
１σで検出された、と MAGIC により報告された。

PWN ではないかと考えられる。また、MILAGROVERITAS による確認が待たれる。さらに LS I＋６
１

が７年間の観測から、メディアンエネルギー２
０TeV

３０３が VERITAS と MAGIC に よ り 軌 道 位 相０．
５―

で３個の新たなソースと４個のマージナルなソース

０．
８５で検出されたが、周期的な放射かフレアーアッを報告している。それらはいずれもハードで拡がっプか定かではない。LS５０３９は H.E.S.S.によって詳ていることが特徴である。MILAGRO はまた、銀河

細に観測され、フラックスとスペクトルが軌道とと面から予想の２倍の emission を報告している。

もにきれいに変化し、星が視線に沿ってコンパクト

宇宙線起源として期待されている超新星残骸では、天体の前に来たときフラックスが最も強いことより、

RCW８
６が３つめのシェルタイプ TeV ガンマ線 SNR

カスケード効果が示唆されることが報告されている。

として、また SNR と分子雲の衝突による p―p 起源

また、PSR１２５
９―６
３は７月に迎える近星点の直前のガンマ線ソースの最初の証拠として W２８が、それ６月に H.E.S.S.が検出したことを報告した。モデル

ぞ れ H.E.S.S.に よ り 報 告 さ れ た。一 方 MAGIC とに対する制限が期待できる。

VERITAS により IC４
４３からの TeV ガンマ線が検出

H.E.S.S.はまた、Westerlund ２を含むが中心は一致されたが、位置が PWN でもシェルでもなく、濃いしない、拡がった領域からの TeV ガンマ線の検出

ガスの領域と一致していることが報告された。また、を報告しており、新しいクラスのガンマ線源の可能

以 前 HEGRA に よ り 報 告 さ れ て い た Cas A が性が示唆されている。

MAGIC により TeV 放射源として確認された。超新H.E.S.S.は銀河中心の精密な観測を行い、TeV ガ

星残骸における粒子加速の理論モデルは多岐にわたンマ線源の位置を系統誤差９″、統計誤差９″で決め、るので省略させていただくが、例えば RX J１７１
３．
７―

Sgr A East の可能性を排除した。Sgr A＊との関連が

３９
４６などに関して、宇宙線加速の非線形効果により示唆されるが、Ｘ線フレアーとの相関がなく、特定磁場が増幅され、IC 成分を抑制するというハドロするにいたっていない。
MILAGRO ソースのうち、MGRO J１
９０９＋０
６が H.

ニックガンマ線モデルなどが提唱された。
H.E.S.S.のサーベイなどにより新たに７つの PWN

E.S.S.により９．
４σで確認され（HESS J１９
０８＋０
６３）
、

が TeV ガンマ線源として報告された。これで１８個

１TeV 以上で３０％Crab、スペクトルのべきが−２．
０５見つかったことになり、PWN が銀河系内の主要なで、MILAGRO のフラックスと一致した。MGRO J―9―

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２０
１
９＋３７は Tibet As―γでも近接した 位 置 に５．
８σでPage 2

ア ー に よ る ト リ ガ ー で Mrk１
８０と１ES１０１
１＋４
９６

見えている。MAGIC と VERITAS は上限値である（ z ＝０．
２１２）からの TeV ガンマ線を新たに検出しが、ハードスペクトルで拡がっていることを考慮すたことを報告している。昨年夏に通常より２桁明るれば矛盾はない。

い 大 フ レ ア ー を 起 こ し た PKS２
１５５―３０４は、HESSGRB は超高エネルギーガンマ線領域では観測がが２．
５Hz！で信号を検出し、１分ビンの時間変動か難しいと考えられているが、多くの実験装置が GRB

ら１
７３±２８秒という驚くべき短い立ち上がり時間をトリガーによるフォローアップ観測を試みている。

得て、放射領域のサイズとして０．
３δA.U.以下といH.E.S.S.は、た ま た ま 観 測 中 の 視 野 内（中 心 か らう制限を得ている。CANGAROO でもこの大フレ２．
８°）で GRB がひとつ起こりプロンプト放射の観アーの観測に成功し、約８０分ビンの時間変動を報告

測機会を得た。しかしながら、今回はいずれも上限した。M８７は、HESS が２日スケールの時間変動を値の報告のみであった。

観測した他、VERITAS でも２００
７年に５．
１σの信号を

銀河系外 TeV ガンマ線源として、新たに８個が書き加えられた。ハイライトとしては、
３C２７
９（ z ＝

得た。ただ、放射領域、放射機構ともよくわかって
いない。

０．
５
３
８）からの TeV ガンマ線の検出により、地平線

多くの AGN が観測されるようになってきたことが一気に拡がったこと、M８
７を除きこれまで見つ

により、EBL の密度に関して可視光から FIR に至かっていた TeV ガンマ線源はすべて HBL であった

る幅広い波長域で厳しい制限がつけられるようにのに、今回新たに LBL と FSRQ の検出が報告されなった。１１個のブレーザーの観測から、NIR での直たこと、などである。

接観測の結果は否定され、ソースカウントによる下３C２
７
９は最も明るい EGRET AGN で FSRQ に分類

限値までファクタ２程度の上限値が得られている。

される。MAGIC が２００
６年に観測した１
０夜のうち連以上、すべてを網羅することはできなかったが、続した２夜でフレアが観測され、特に６月２３日に８０

私の個人的なバイアスのもと、主なハイライトをまGeV―２
２０GeV で６．
１σ、驚くべきことに２
２０GeV 以上

とめてみた。CANGAROO の貢献が少なかったのがでも５．
１σの信号を捕らえ、一気に地平線を拡げた。

やや寂しかったが、言うまでもなくこの分野が非常新しいガンマ線源という点では、MAGIC は LBL でにアクティブな領域である、ということをあらため

ある BL Lac から５．
１σの信号を、また可視 光 フ レて強く印象付けられた。

報告

第３０回宇宙線国際会議報告・ニュートリノ
東京大学宇宙線研究所 三 浦

真、樋 口

格

ニ ュ ー ト リ ノ セ ッ シ ョ ン（HE２．
３）は、大 型ANTARES、NESTOR とともに巨大ニュートリノ望

ニュートリノ望遠鏡の報告で開幕した。ANTARES

遠鏡ネットワーク（KM３NeT）を地中海に構築するは、地中海に光センサーのついた string を深海の広ことを目指している。これらの大型ニュートリノ望範囲に設置するニュートリノ検出器である。
２００
１―０
３

遠鏡は、超新星爆発やクェーサー、ガンマ線バースに光ケーブル、ジャンクションボックスの設置を進トなどから放出される高エネルギーニュートリノのめ、０５―０６には２本の string を水中に降ろし、２００７

検 出 を タ ー ゲ ッ ト に し て い る。AMANDA―Àや

年１月にはさらに３本の string を設置した。２００８年

Supe―Kamiokande、IceCube（９string）から高エネルには１２本の string を完成させる予定である。次に報ギーニュートリノ源を探す研究がいくつか報告され告された IceCube は南極の氷を利用した検出器であたが、いずれも発見にはいたらなかった。前述の大る。こ ち ら は２００
６年 ま で に９string、２００７年 に は２２型ニュートリノ望遠鏡に期待が集まる。Super―Ka-

string と 順 調 に 増 や し て い き、２００
７年３月 に は２２

miokande からは SN burst、Relic neutrino 探索が報

string を用いた最初の Run が行われた。２０
１
０年に１

告されたが、いずれもシグナルは発見されず、upper

km３の巨大ニュートリノ望遠鏡を目指す。NEMO はlimit が得られた。

やはり地中海に設置を目指してＲ＆Ｄが展開されて、（HE２．
２）で は、最 初 に ANITA、ARIANNA 等、― 10 ―

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Page 3高エネルギーニュートリノを捕らえる新しいタイプがあり、それらを測定することによって大気ニューの検出器のＲ＆Ｄが報告された。これらは高エネル

トリノ flux を精度良く予言することが出来る。１
１０

ギーニュートリノが極地の氷中で反応を起こしてカGeV 領 域 で は Nμ＋／Nμ−＝１．
２８８±０．
００４（stat.）±

スケードシャワーを起こし、氷と空気の境界面で ra-０．
０２５（syst.）。１．
０―７．
０TeV 領域では、Nμ＋／Nμ＝

dio Cherenkov radiation を 起 こ す こ と を 利 用 し て

１．
３
７１±０．
００３
（stat.）＋０．
０
１
２−０．
０
１０
（sys.）という値

ニュートリノを捕らえようという検出器である。

が得られた。

ANITA は２００
６年１
２月から２００
７年１月にかけて最初のフライトで、キャリブレーション等が行われたことが報告された。続いて話題はニュートリノ振動へと移った。アメリカで行われている長基線ニュート
リノ振動実験である MINOS 実験の結果が報告された。MINOS では front、far detector ともに鉄層とシン チ レ ー タ ー 層 で で き た tracking calorimeter で、Fermi lab.で生成されたニュートリノビームからそれ ぞ れ１km と７３
５km に 配 置 さ れ て い る。今 回 は
２
００
５年５月―２００
６年２月の１．
３×１
０２０ proton―on―tar０．
４４get のデーターが解析され、｜m３２２｜＝２．
７４＋
０−３
−０．
２
６×１
２
eV２／c４，sin（
２θ３２）
＞０．
８
７
（６
０％C.L.）という値が得られた。これは Super―Kamiokande の atmospheric neu-

またメキシコでの宇宙線実験として、テオティワ

trino の観測と consistent である。また、少統計なが

カン遺跡の太陽のピラミッドにおいて宇宙線の測定

ら MINOS far detector で観測されたニュートリノ起が始められた事が報告された。

源の upward muon の測定も報告された。Super―Ka-（HE２．
４）ではニュートリノフラックスの不定性

miokande か ら は、SK―I、II の 大 気 ニ ュ ー ト リ ノについてと、高エネルギー領域においての展望が報

データを用いた振動解析の結果が報告された。また、告された。ニュートリノフラックスの不定性につい２００
６年より Super―Kamiokande は完全復旧して SK―ては、Barr と Honda から報告がなされた。Barr は

III として観測を再開したことが報告された。

高エネルギー領域の測定結果から hadronic interac-（HE２．
１）では、前述の MINOS 実験における At-

tion model を定義し、Honda は muon の測定から flux

mospheric Muon Charge Ratio の測定の報告がなされの不定性を議論した。Pierre Auger Observatory からた。検出器には電場がかけてあるため、muon の電は、高エネルギー領域（＞０．
１EeV）の観測にむけ

荷の符号を区別することができる。正・負の muonての報告がなされた。

の数の比は、muon のエネルギーと天頂角に依存性

報告

第３０回宇宙線国際会議報告・High Energy Phenomena 空気シャワー
観測装置による１０１７eV 以下の高エネルギー宇宙線現象
東京大学宇宙線研究所 瀧 田 正 人
今回の宇宙線国際会議で、筆者がレポートするのは主として HE（High energy Phenomena）セッショ

興味のバイアスがかかるのは不可避であることをまずご容赦願いたい。

ンのトピックスのひとつである一次宇宙線の中で、

まず、１０１４eV 以下のエネルギーでは２つの実験が

１
７

そのエネルギー領域が１０ eV 以下の空気シャワー観目に付いた。ひとつめはアメリカにある水チェレン

測に関する部分である。たくさんの優れた発表からコフカロリメーターの MILAGRO 実験が CYGNUS

選択して執筆しなければならないため、筆者個人の領域等銀河面に沿って４つの有意なガンマ線信号源― 11 ―

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Page 4を検出したと報告があった。先発の Tibet 実験とのでこれ以上議論してもあまり実りはなさそうである。

差別化を狙って、宇宙線中の陽子とガンマ線を弁別

また、実験データは全粒子エネルギースペクトルのするソフトウェアに積極的に取り組むことによりガ３―５PeV に折れ曲がり（knee）が存在することをンマ線のＳ／Ｎ比を上げた結果である。相変わらず皆示唆している。

エネルギースペクトルが提示されていない点が気に

一次宇宙線の化学組成に関して、KASCADE 実験

なるが、面白い結果である。４つのガンマ線源のうは観測された電子シャワーサイズとミューオン数をち、MRGO J１９
０
８＋６は HESS 実験により確認され、rigidity dependent なエネルギースペクトルの形を仮

MGRO２
０
１
９＋３
７は Tibet 実験により確認されたよう定してフィッティングすることにより、陽子、ヘリである。MGRO J２
０
１９＋３
７はかなり広がったソース

ウム等のエネルギースペクトルを ICRC２００５で発表のようで点源探索に威力を発揮する大気チェレンコ

していたが今回は新たな結果はなさそうであった。

フ望遠鏡を用いた MAGIC 実験や VERITAS 実験に

核相互作用のモデルとして良く引用される QGSJET

よっては有意な信号は得られなかったようである。

モデルと SIBYLL モデルを用いて陽子、ヘリウム等

いまひとつの実験は、中国のチベット高原でようやのエネルギースペクトルのモデル依存性を確かめた

く稼動を始めた ARGO 実験である。RPC を用いた

ところ、悪いところでは数倍程度モデル依存性があ

敷詰タイプの空気シャワー観測装置（総面積５８００るために一次宇宙線の化学組成を決定することはかm ）である ARGO 実験は５TeV 以上の宇宙線デー

なり困難な印象を受けた。
（これはミュー粒子数にタを解析して月の影を１０σ程度（５５８時間観測）でモデル依存性が大きいことが一因であろう。
）ただ観測した。月の影の広がりから角度分解能は一次元し、全粒子エネルギースペクトルの Knee はどちらで０．
５度程度でした。また、ARGO 実験は Crab（２８０のモデルを用いても軽い原子核成分の折れ曲がりに

時間観測）、Mrk４２１（８０時間観測）を４から５σ でよるもので説明できるという主張である。Ooty 実

観測していた。エネルギースペクトルの図は見せて験も KASCADE 実験と同様に電子数とミュー粒子

いなかったようである。首尾よくプロポーザル通り

数を測定して KASCADE 実験と良く似た方法で化２に稼動すると、数１００GeV 程度のエネルギー閾値で学組成を出しているが、やはり、核相互作用依存性

広視野ガンマ線観測ができるはずである。隣同士にがかなり大きな結果となっており、化学組成を決定あるチベット実験と ARGO 実験は TeV 領域の GRBすることは難しそうである。一方、チベット実験は、

等遷移的な現象を検出したときに、お互いにその結中心に設置したコア検出器（エマルションチェン

果を確認しあえることになる。

バーとプラスチックシンチレーター検出器からな

MILAGRO 実 験 の 次 期 計 画 と し て HAWC 実 験る。
）により陽子及びヘリウム成分にバイアスをか（メキシコにサイトは決定）、また Tibet 実験のガ

けた実験を行って陽子及びヘリウム成分のエネル

ンマ線観測に関する次期計画として地下大型水チェ

ギースペクトルを測定したが、核相互作用モデルとレンコフ型ミューオン観測装置（Tibet MD）の追し て QGSJET と SIBYLL モ デ ル、ま た、極 端 な２加などが紹介されていた。

つの一次宇宙線化学組成（陽子成分の多いモデルとさて、次に１０ eV―１
０ eV の一次宇宙線スペクト

重粒子成分の多いモデル）を用いてモデル依存性を

１
４

１
７

ル に 関 し て は、KASCADE 実 験、KASCADE―見積もったところ、高々３０％程度であることが判明

GRANDE 実験、チベット実験、Ooty 実験、EAS―TOPした。全粒子エネルギースペクトルとの比をとるこ

実験、パミール実験、GAMMA 実験等からの報告とにより、Tibet 実験は knee 領域を構成する化学組があった。

成は重粒子成分が優勢であることを示した。全粒子

全粒子スペクトルに関しては、どの実験結果が正エネルギースペクトルの折れ曲がり（knee）が軽元

しいのかを議論する前に、各グループで共通のシ素により生じているのか、重元素により生じている

ミュレーションコードで解析を行い、相対的な比較のかがこれからの議論の焦点となると思われる。

をすることがまず必要なのではないかという印象を

KASCADE 実験をスケールアップした KASCADE

受けた。これは、古いデータに基づく結果もあると―GRANDE 実験は、
鉄成分の Knee が１０１７eV 領域（sec-

思われるので、言うは易く行うは難しいのかもしれ

ond knee）にあるかどうかを確認しようとしていない。ただし、様々な系統誤差や各実験間のエネルる。稼動を始めて約３年なるが、まだエネルギース

ギースケールの較正誤差（例えば２０―３０％程度）をペクトルに関する報告はなかった。引き続き、空気

考えると、全粒子スペクトルの絶対値に関してはシャワーサイズ決定やミュー粒子数決定を含む観測

ファクター２の範囲でどの実験もおさまっているの装置較正を精力的に行っているようである。Ooty― 12 ―

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実験や BASJE 実験も空気シャワー観測装置を拡張

Page 5た。

して KASCADE―GRANDE と同様なエネルギー領域

最後に、空気シャワーに付随する電波放射の計測（１０１８eV 程度まで）の観測に重点を移して行くよう（LOPES 実験等）が最近精力的に行われているよである。いずれにせよ、knee 及びその前後のエネうである。さらに空気シャワー発生シミュレーショ

ルギー領域における宇宙線の化学組成と折れ曲がり

ンコード（CORSIKA）とリンクできるラジオ波発の問題の決定的解決にはまだかなりの時間がかかる

生シミュレーションコード（REAS２）が開発されと思われる。また、一次宇宙線の化学組成測定に関たそうである。これらにより空気シャワーのエネル

連して大気チェレンコフ望遠鏡によるダイレクト

ギー決定精度向上等に発展的につながっていくと面チェレンコフ光の測定可能性を議論・テスト実験報

白いと思う。

告しているのが今回の宇宙線国際会議では目に付い報告

第３０回宇宙線国際会議報告・SH セッション報告
甲南大学理工学部 村 木

綏

宇宙線国際会議において、太陽圏（SH）のセッ

果であり、それを補正すると本当の異方性は赤経

ションが３本柱の一つになっている理由を考えてみ

１．
５時にあり、振幅は０．
２％であり、３つの実験結果

ると、１
９
４
２年２月２
８日の太陽フレアに伴い地上の宇は見事に一致するという内容であった。リドバンス

宙線強度が増大することをフォルブッシュが発見しキーはチベット・神岡の実験結果は正しいが解釈がたことに起因していると思う。このように加速され異なっていると発表した。

た太陽粒子は、太陽宇宙線（SCR）と呼ばれ、人工

筑波の宇宙線国際会議（２００３年）で、Voyager１

衛 星 で 観 測 さ れ る１―１
０
０MeV の フ レ ア 粒 子

が太陽圏を脱出したか否かと論争があった。Voyager（SEP）と区別される。今回 SH セッションで大発

１のデータは、２００
４年１２月１６日に太陽のプラズマの見の報告は無かったが、２
５０篇ある発表論文の水準

影響領域を脱出し、地球から９４AU 離れた地点でヘは高く、新しい観測結果や解釈が多く提案された。

リオシースに入ったことを示している。Voyager１

目新しいものでは、太陽からの逆コンプトン効果

は、後２０年間観測できる電力を搭載している。いよによるガンマ線（＞１００MeV）を EGRET のデータ

いよ太陽圏の外側の宇宙線の強度の測定が可能に

解析で見つけたという報告である。太陽光や３C２７９

なってきた。朝ボイジャーに信号を送ると、返事がからの光が、太陽近傍の電子と衝突し、ガンマ線に夕方返ってくると聞いたことあがる。宇宙では光のエネルギーアップしたという内容で、太陽を中心に速度も遅いなーと思う。
SH セッションでは、前回の国際会議から今回ま５度程度の空間にガンマ線の分布が広がっている。

でに発生した太陽フレアに伴う GLE 現象（地上宇（SH１．
２Orland et al の発表。
）
Tibet―神岡―Baksan グループ間の論争を紹介す

宙線強度の増加）について議論するのが慣習となっる。従来１０TeV 領域の宇宙線到来方向の異方性は、ている。今回は、２０
０５年１月２０日、２００５年９月７日、

太陽圏の磁場構造に由来するという説（名大長島グ

２
００
６年１
２月１３日のフレアに伴う、SCR、GLE、太陽ループ）と拡散ガンマ線によるという説（バクサ

中性子が盛んに話題になった。

ン・アレキセンコとトリノ大・ナバラによる）がSH セッション夜の部に、!国際地球観測年（IGY、あった。チベットグループは長島の考え方を発展さ

１９５７年）５０周年記念行事"として、中性子モニターせたもので、太陽系とそれを取り囲む磁場構造に由５０周年記念シンポがあり、結構おもしろい内容で来するという解釈である。一方神岡地下ミューオンあった。夜の部で、ブラジル在住のインド人 R. Kaneの異方性は、太陽系が銀河アームの端に存在するた氏が１９５７年頃のシカゴ大学の状況を解説した。当時、めに生じているというわかりやすい解釈である。そ太陽大気は静的であり地球まで伸びていると考えられに対しバクサンのリドバンスキーは、この異方性れていたとか、歴史に残る大論争でシンプソン先生

はデータを Fourier fit する際に生じる０次の項の効がどう振舞ったかなど興味深い話であった。

― 13 ―

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同じ５０周年といってもロシア人にとって、２００
７年

Page 6されるので、そちらをご覧になることをお勧めする。

は別の意味があるようだ。MSU 大学パナシューク

今後、２００
９年４月に太陽中性子センサーを搭載し先生の!ソビエト・ロシア宇宙開発５０周年"は、プた宇宙環境計測装置（SEDA）が宇宙ステーション

ロトン衛星打ち上げの裏話や、宇宙開発の歴史が多に設置される。軌道上の観測装置と高山に設置されく紹介された。１９
５
７年当時のソビエトが世界最初のた中性子観測装置や小サイズ空気シャワー観測装置

人工衛星を打ち上げ米国に衝撃を与えた。これはスとの連動実験で、太陽での粒子加速限界（!最高エ

プートニックショックとして知られている。しかしネルギー"太陽宇宙線）の探求や加速理論の選別がソビエトは、衛星からの電波を受信する船を南半球可能となるだろう。これにより宇宙線研究がまた一に派遣できず、おしくもバンアレン帯の発見を逸し歩進むだろう。

た。プレナリーセッションのパワーポイントが公開

ICRR―Seminar ２
００
６年度

ICRR―Seminar ２
０
０
７年度

３月１
５日
（木） Marco Casolino 氏（INFN, National

４月１３日（金） 松本重貴氏（東北大学国際高等研究

Institute of Nuclear Physics and Dept. of University of

機構・国際高等融合領域研究所）

Roma Tor Vergata）“Hunting for the Top Partner in the Littlest Higgs“The Cosmic Ray Experiment Pamela: launch, status

Model with T―parity at the LHC”

and perspectives”

４月１９日（木） 青木真由美氏（日本学術振興会

３月２２日（木） 杉崎睦氏（スタンフォード大学線形別研究員）

加速器研究所）“Lepton Flavor Violating Tau Decay in the Left―“Ｘ線天文衛星 Suzaku の撮像データのための画像
復元プログラムの開発”

特Right Symmetric Model”
４月１９日（木） Serguey Petcov 氏（SISSA／INFN, Italy and INRNE, Bulgaria）“Low―Energy Leptonic CP―Violation and Leptogenesis”
４月２６日（木） 須山輝明氏（宇宙線研究所：研究機関研究員）“Primordial Non―Gaussianity in Multi―Scalar Slow―
Roll Inflation”
５月２２日（火） Jennifer Raaf 氏（Boston University）
First Oscillation Results from MiniBooNE”
５月２４日（木） 尾田欣也氏（理化学研究所：基礎科学特別研究員）“LHC におけるブラックホール生成の可能性”
６月１日（金） Edwin L. Turner 氏（Princeton University）“An Astrophysicist’s View of the Origin of Life
Problem”― 14 ―

／平成１９年／８月／★８−９６／本文３／ＹＡ８０９６Ｃ

2007.11.29 16.32.14

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自己紹介
中山祥英（特任助教）

ときは、大気ニュートリノデータについて太陽項を考慮に入れた精密な振動解析を行いました。その他、将来のニュートリノ実験（メガトン検出器、T２２００
７年４月１日付で特任助KK）に関する研究も進めてまいりました。現職着教として神岡宇宙素粒子研究任後は、２００
８年秋に SK にインストールする新しい施設に着任いたしました中山

データ収集エレクトロニクスシステムの開発を行っ祥英（なかやましょうえい）て お り ま す。新 エ レ キ 導 入 に よ り、超 新 星 爆 発です。学生のときは、準備段

ニュートリノ事象の検出効率向上や高エネルギー事

階から K２K 実験に参加し、象のエネルギー分解能向上など、SK 検出器の観測

前置１kt 水チェレンコフ検出器の建設・データ収性能の向上をめざしています。SK 実験が引き続き集システムの構築にたずさわり、実験開始後はおもすばらしい成果をあげていけるよう、集中して研究にニュートリノ―原子核反応の研究を行いました。

に取り組みたいと思います。どうぞよろしくお願い

また、SK 実験に早い段階から参加し、ポスドクのいたします。

小林兼好（特任助教）

わってきました。K２K 実験では SciBar 前置検出器を使い、ニュートリノ中性カレント弾性散乱の研究を行い、T２K 実験では、こちらも前置検出器で、

１
０月１日付で特任助教とし

パイゼロ生成反応を測定するために作られる P０Dて神岡宇宙素粒子研究施設に検出器のデザイン、シミュレーション等を行ってき着任いたしました小林兼好でました。今回、神岡へ戻ってくることになりました。

す。学生のときは、スーパー

これからは低いエネルギー領域に移り、XMASS 実

カミオカンデ実験に参加し陽験に加わり、８００kg 検出器の建設、そして暗黒物質

子崩壊探索を行っていました。

の発見を目指して行きます。皆様どうぞよろしくおその後、ポスドクでは、アメリカ、ストーニーブ

願いいたします。

ルック大学の方へ移り K２K 実験、T２K 実験に携

人事異動
発 令 日

氏

名

異 動 内 容現（旧）官職Ｈ１
９．４．１

中 山 祥 英採用

神岡・特任助教

Ｈ１
９．１
０．１

小 林 兼 好採用

神岡・特任助教― 15 ―

／平成１９年／８月／★８−９６／本文５／ＹＤＴ８０９６Ａ

2007.12.03 13.50.22

Page 72お知らせ

平成２
０年度 東京大学宇宙線研究所共同利用研究公募のお知らせ
宇宙線研究所では、平成２０年度共同利用研究の公応募書類提出及び問い合わせ先東京大学柏地区宇宙線研担当課予算・決算係

募を行います。
応募の詳細については宇宙線研究所ホームページ（http:／／www.icrr.u−tokyo.ac.jp／info／koubo／h２
０／）に

〒２
７７―８
５８
２ 千葉県柏市柏の葉５―１―５
電話（０
４）７１
３６―３
１８
８

掲載されています。
応募期限
平成２
０年１月１
１日（金）

No.63

2007年11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）7136−5121又は0578−85−9609（神岡）編集委員 佐川宏行 安部 航

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