最高エネルギー宇宙線観測
宇宙線望遠鏡実験荻尾 彰一（大阪市立大学）
On behalf of the Telescope Array Collaboration（「地文台によるサイエンス」＠甲南大学 ２００６年３月９日での講演より抜粋）

The Telescope Array (TA) Collaboration
H.Kawaia, S.Yoshidaa, H.Yoshiib, K.Tanakac, F.Cohend, E.Kidod, M.Fukushimad, N.Hayashidad,
K.Hiyamad, D.Ikedad, M.Ohnishid, H.Ohokad, S.Ozawad, H.Sagawad, N.Sakuraid, T.Shibatad,
H.Shimodairad, M.Takedad, A.Taketad, M.Takitad, H.Tokunod, R.Toriid, S.Udod, H.Fujiie,T.Matsudae, M.Tanakae, H.Yamaokae, K.Hibinof, T.Bennog, M.Chikawag, T.Nakamurah,
M.Teshimai, K.Kadotaj, Y.Uchihorik, K.Hayashil, Y.Hayashil, S.Kawakamil, K.Matsumotol,Y.Matsumotol, T.Matsuyamal, M.Minaminol, T.Nonakal, S.Ogiol, A.Ohshimal, T.Okudal,
N.Shimizul, H.Tanakal,D.R.Bergmanm, G.Hughesm, S.Strattonm, G.B.Thomsonm, K.Endon,
N.Inouen, S.Kawanan, Y.Wadan, K.Kasaharao, M.Fukudap, T.Iguchip, F.Kakimotop, S.Machidap,
R.Minakawap, Y.Muranop, Y.Tamedap, Y.Tsunesadap, J.W.Belzqs, J.A.J.Matthewsr, T.AbuZayyads, R.Cadys, Z.Caos, P.Huentemeyers, C.C.H.Juis, K.Martenss, J.N.Matthewss, J.D.Smiths,P.Sokolskys, R.W.Springers, S.B.Thomass, L.R.Wienckes, T.Doylet, M.J.Taylort, V.B.Wickwart,
T.D.Wilkersont, K.Hashimotou, K.Hondau, T.Ishiiu, K.Ikutau, T.Kanbeu(a) Chiba University, 1-33 Yayoi-cho, Inage-ku, Chiba-shi, Chiba, 263-8522 Japan (k) National Institute of Radiological Sciences, 4-9-1 Anagawa, Inage-ku, Chiba-shi,263-8555 Japan(b) Ehime University, 2-5 Bunkyo-cho, Matsuyama, 790-8577 Japan(l) Osaka City University, 3-3-138 Sugimotocho, Sumiyoshi-ku, Osaka, 558-8585(c) Hiroshima City University, 3-4-1 Ozuka-Higashi, Asa-Minami-Ku, Hiroshima,Japan
731-3194 Japan(d) ICRR, University of Tokyo, 5-1-5 Kashiwanoha, Kashiwa, Chiba, 277-8582 Japan (m) Rutgers University, 136 Frelinghuysen Road, Piscataway, NJ 08854, USA(e) Institute of Particle and Nuclear Studies, KEK, 1-1 Oho, Tsukuba, Ibaraki, 305- (n) Saitama University, 255 Shimo-Okubo, Sakura-ku, Saitama, 338-8570 Japan(o) Shibaura Institute of Technology, 307 Fukasaku, Minuma-ku, Saitama, 337-8570
0801 Japan
Japan(f) Kanagawa University, 3-27-1 Rokkakubashi, Kanagawa-ku, Yokohama,(p) Tokyo Institute of Technology, 2-12-1 Ookayama, Meguro-ku, Tokyo, 152-8550
Kanagawa, 221-8686 JapanJapan(g) Kinki University, 3-4-1 Kowakae, Higashi-Osaka City, 577-8502 Japan(q) University of Montana , 32 Campus Drive, Missoula, MT 59812, USA(h) Kochi University, 2-5-1 Akebonocho, Kochi, 780-8520 Japan(i) Max-Planck-Institute for Physics, Foehringer Ring 6, 80805 Muenchen, Germany (r) University of New Mexico, Albuquerque, NM 87131 USA(j) Musashi Institute of Technology, 1-28-1 Tamazutsumi, Setagaya-ku, Tokyo, 158- (s) University of Utah, 115 S 1400 E, Salt Lake City, UT 84112, USA(t) Utah State University, Logan UT 84322, USA8557 Japan(u) Yamanashi University,4-4-37 Takeda, Kofu, Yamanashi, 400-8510 Japan

宇宙線とは？
•宇宙空間を飛び交う高エネルギー粒子
ほとんどは陽子・原子核
１０９ｅＶ−１０２０ｅＶ以上•電荷を持つ＝銀河磁場と相互作用
直進しない＝点源が見えない
銀河磁場 ３マイクロガウス〜３×１０−１０テスラ（ちなみに地磁気は３×１０−５テスラ）

Ｂ
曲率半径 〜０．３ ｐｃ （Ｅ ＝１０１５ｅＶ）銀河円盤の厚さ 〜３００ ｐｃ※１ｐｃ（パーセク）≒３．２６光年ｖ

宇宙線のエネルギースペクトル１平センチに１秒毎に１個Ｅ−３のベキ型
１平米に１年に１個

観測頻度

１平米に１秒毎に１個

１００平方キロに１年に１個
この講演での用語の定義：
E > 1018eV ： 最高エネルギー宇宙線(UHECR)E > 1020eV ： super-GZK宇宙線

Credit : Auger Design Report

エネルギー（電子ボルト）

最高エネルギー宇宙線①巨視的なエネルギー
Emax＝３×１０２０ｅＶ ≒ ６０ジュール②（ほぼ）直進する

M.Honda, M.Teshima

107 Mpc: deflection < 1oE > 4 x 1019eV

K. Dolag, D.Grasso, V.Springel,and I.Tkachev, astro-ph/0410419

GZK cut off③高エネルギー粒子ほど，近くから（ＣＭＢ 〜６×１０−４ｅＶと反応）（Auger Design Report）

protonNΔγ1022eV
1021eVπ1020eV

1020eV

100Mpc（Auger Design Report）

AGASA (Akeno Giant Air Shower Array)（山梨県北杜市明野，〜２００４年）

Third Highest Event
30 Mar. ’97, 150EeV

Super-GZK events

シンチレータ １１１台
総検出面積 １００ km２

M.Teshima/AGASA collaboration

Clustering
AGASA collaboration

Origin of UHECRs?
Astrophysical? or Cosmological?
Super-GZK?

Astrophysical Origin: フェルミ加速（衝撃波加速）
RX J1713-3946

衝撃波の前後での磁場が２枚の［板」の役割をする．
H.E.S.S. collaboration∆E = ξE ,dE ξE=dt Tcycle−γ

P1 ⎛E⎞⎜⎜ ⎟⎟ , γ ≈ escN (> E ) ∝Pesc ⎝ E0 ⎠ξ
γ〜１ で フラックス F ∝E−（γ＋１）〜E −２Tcycle: 加速の１サイクル
Pesc: 加速領域から抜け出す確率
E0: 初期エネルギー

観測 F ∝E -3

加速天体の大きさと磁場の関係：
Hillas ダイアグラム
定常的な加速源の場合は、磁場の強さと加速領域の大きさで決まる。

Emax ≈ βc × Ze × B × L

NASA, NRAO, Caltech, W. Jaffe/Laiden Obs., H.
Ford/JHU

Cyg A: NRAO/AUI/NSF

AGN/Galaxies
AGNモデルの基礎（？）（J. P. Rachen and P. L. Biermann, 1993)

9GZK cutoffは必ず現れる。
80 EeVくらい．
9近傍のソースの数は限られるので異方性が現れるだろう．
9High Energy Endで組成が重くなる．
Luminous Infrared Galaxiesとの相関（A.Smialkowski, M. Giller and W. Michalak, 2001 )9AGASAのtripletとArp299(colliding galaxypair，70Mpc以内では最も明るい赤外線源）のよい位置相関．
980 EeV以上のイベントについては、等方的であるとする仮説、Luminous Infrared Galaxiesからの放射であるとする仮説,，どちらとも矛盾．

Arp299(radio, IR, UV)

NRAO/AUI/NSF, STScl, NASA

Cluster of galaxies(H, Kang, D. Ryu and T. W. Jones, 1996)

Cluster accretion shock (H, Kang, D. Ryu and T. W. Jones, 1996)
9typical velocity ~1000-3000 km/s, radius ~ 5 Mpc
9磁場 ~ 1μG
9Emax ~ 6 x 1019 eV (for protons)

Local Super Cluster中での伝播(P. Blasi and A. V. Olinto )91019 eV以下の宇宙線は拡散的に伝播する．
91020 eV以上ではほぼ直進する．
910-15 Mpc以 内に少なくとも1つのsource．
9North-South asymmetryがあるはず． 北側が優勢．
9点源は見えなくてもよい（いままでの観測では）．
9強い磁場(10-8-10-7G)を仮定．

Cornell univ.

Cosmological Origin
primary particles ~ gamma-ray, neutrino
gamma-ray

neutrino

ＬＰＭ効果

地磁気の効果Z-burst model
9UHE-ν と Clustering-ν（mν=0.3eVで平均より10倍高密度）
9Virgo, Perseus-Pisces, Hydra, Centaurus, Coma に集中(mν> 0.3eV)
9GeV gammaとの相関を見る必要あり(S. Shingh and C.P. Ma, 2003 )Cosmological: Super Heavy Relic Particles
Heavy Elements 0.03%
Neutrino
0.3%
Stars
0.5%
Free H &He 4%
Dark Matter
25%
Berkeley lab./NASA

Dark Energy 70%

X → UHECRs
9Mx ~ 1013- 1014 GeV
9Galactic halo
9Dipole型の異方性（太陽系−銀河中心）(P.Blasi and R.K.Sheth, 2000)

9Gamma rayが主成分(factor ~ 7)
9Virgo cluster方向にexcess(~6x10-3)(V.Berezinsky, M.Kachelreiss and A.Vilenkin, 1997)

Ordinary-QCD
SUSY-QCD

9Multiple UHECR events from SHR decay
mX=1014GeV

mX=1013GeV(Parizot, 2003)⎛⎞Sd⎟τ 2 ≈ (2.1 yr) × ⎜⎜2 ⎟⎝ 3000 km ⎠−32⎛δ⎞⎟⎜100%⎠⎝

3⎞2 ⎛(P.Blasi, 1999)

Mx ⎞⎛ E th× ⎜ 19 ⎟ ⎜ 25 ⎟⎝ 10 eV ⎠ ⎝ 10 eV ⎠≈ 0.48 yr (EUSO, θ jet ≈ 2 × 10 −11 )−12−1

Source/Mechanism Identification
UHE Cosmic Rays

Gamma rays
Component?

Illustrated by M.Fukushima

Yes

No
Galactic Center?
Point source?
Relic
Astrophysical Particles
Counterpart?

Supergalactic plane?

Clusters/Strong
Magnetic Galaxies
Fieldhigh statistics

T.D.

AGN

Correlation?
ν-γAGN νEHE νGRBlarge exposureangular/energy resolution
particle identification

UHE
neutrinos

HYBRID
shower development measurement

宇宙線観測／宇宙線望遠鏡計画

空気シャワー観測

エネルギー
統計精度
点源探索
地表検出器法•粒子数の横方向分布•地表での総粒子数•粒子種によるエネルギー
推定の系統誤差

粒子種同定
大気蛍光法
•縦方向発達•カロリメトリックなエネルギー
推定•ステレオ観測による幾何学的な到来方向の推定•蛍光の散乱、量子効率、反射率などの補正

宇宙線望遠鏡実験：観測装置
ユタ州・ミラード郡(北緯39.1o, 西経122.9o)

地表検出器 (SD)

海抜1400 m

シンチレーション検出器 576台

大気蛍光望遠鏡 (FD)

3 m2 x 1.2cm x 2 layers
１．２ｋｍ 間隔，８００ｋｍ２

ステーション： ３ヶ所

E > 1019 eV

望遠鏡： １２台／ステーション，
焦点距離： ３．３ｍ
視野： 3o ‒ 33o x 108o
〜３５ ｋｍ 間隔20 km

宇宙線望遠鏡実験：大きさの比較
大阪を中心に展開したとすると‥

宇宙線望遠鏡実験：大気蛍光をステレオ観測する

地表検出器(SD)検出器box

無線LAN
アンテナ（２．５GHｚ）

ステンレス
230x170x10(cm3)
1.5 mm thick
信号出力

太陽電池 (120w)

光電子増倍管 ２本(Electrontubes 9124SA)

GPSアンテナ
シンチレーターbox

プラットフォーム

屋根エレクトロニクス
波形記録／GPS／無線LAN／電源制御／検出器制御／バッテリー（１００時間）

総重量 〜１９０ ｋｇ

ＳＤの内部構造

シンチレーター１．５ｘ１．０ｍ２ ｘ１．２ｃｍ ｘ４＋ＷＬＳＦ

光電子増倍管（ＥＴＬ９１２４Ａ，９／８インチ）

ＳＤの製作と設置（写真）大気蛍光望遠鏡（FD)：望遠鏡
撮像カメラ：２５６本
６０ｍｍ 光電子増倍管

視野：3o ‒ 18o x 18o
エレクトロニクス

カメラ

17.7o ‒ 33o x 18o

鏡
直径：3.3 m

テスト観測@ Millard county, Utah
3-13 July, 2005 @ Black Rock Mesa siteSingle telescope with 256ch PMTs camera

Typical waveform with fluorescence light(RUN65,TRIG165, CH89)

Total observation time: 31.5 hours
σ=5 ADC count =2.5 p.e./100 ns

1st level trigger threshold: 6 - 6.5 sigma
Trigger rate: 0.6 - 1.5 Hz
An observed shower-like track (11 July, 2005)

ch#Recorded waveforms

degreeAnalysis result
SDPdcccba
aa
99
89
78
68
57
4635

preliminarylogE(eV) = 18.05
Xmax = 674.9 g/cm2
θ = 46.2oRelative timedegree大気モニター(LIDAR)

ライダーの概念図

Illustrated by M.Chikawa（LIDAR：LIght Detection And Ranging）

晴れ曇り

Laser

MirrorBeam splitter /Energy meter

Linac calibration

Geant4を用いた40MeV電子ビームSim.

①⊿E→光子数(大気蛍光) 〜１０％
②大気透明度の補正〜１０％③光子数→ADC数〜１０％

FDカメラの視野

ビームの種類 : 電子ビーム(Sバンド)
エネルギー: Max (40±１%)MeV
強度: 109 e- (0.16nC)
パルス幅: 1μsec (300m)
頻度: 1 Hz = 1pps

これらを一括して較正する

加速器を用いたエネルギー較正

加速器トレーラーエネルギー分解能 20% Æ 14%
Air shower
Linac Beam

9〜1016eV
100m先：
40MeV×10FD

〜60m

10km

2つのカメラ視野に収まる

100m

10km先：〜1020eVに相当

HiRes Experiment

他の観測グループ

This slide was originally made by M.Teshima, for a lecture at OCU, and rearranged by S.Ogio

HiRes Experiment
Air Fluorescence detector• Spherical Mirrors: Area = 5.1 m2• 256 PMT pixels/mirror: 1 degree resolution
This slide was originally made by M.Teshima, for a lecture at OCU, and rearranged by S.Ogio

Pierre Auger Observatory

Hybrid measurement
1500 water tanks
3 Air fluorescence stations
Aperture ~ x30 AGASA
SD >50%, FD 3-station

3.5mx3.5m mirror
440 PMTs
30o x 29o F.O.V

10m2x1.5m water tank
1.5km separation
This slide was originally made by M.Teshima, for a lecture at OCU, and rearranged by S.Ogio

Auger SD/Hires Mono/AGASA spectrum
Total systematic energy uncertainty
30% @ 3EeV, 50% @ 100EeV

Auger, ICRC29(2005)

S.Yoshida, ICRC29,2005

P.Sommers/Auger Observatory, ICRC29,2005

Systematic error の原因は？‥
大気蛍光の発光量， 大気透明度・大気の状態， 観測装置の状態
空気シャワーシミュレーション， 宇宙線の化学組成， エネルギー決定法

Ｈｉｇｈ Ｄｅｎｓｉｔｙ ＱＣＤと空気シャワー
陽子の描像（板倉，日本物理学会誌，５９，３，１４８，２００４）
（素朴）

現実

現実＋高エネルギー
カラーグラス凝縮
グルオンの増加と「再結合」
で飽和した状態

BBLモデルと標準的なＳｉｂｙｌｌモデル，ＱＧＳｊｅｔモデルを比較
1) H. J. Drescher, A. Dumitru, and M. Strikman, P. R. L., 94, 231801(2005)
2) H.J. Drescher, Proc. of ICRC HE.1.4, astro-ph/0512564①予想されるＸｍａｘは，ＱＧＳｊｅｔとＳｉｂｙｌｌの中間
ＨｉＲｅｓ ｓｔｅｒｅｏ →１０１８ｅＶ以上でｐｕｒｅｌｙ−ｐｒｏｔｏｎ？

H.j.Drescher(2005)

H.j.Drescher,A.Dumitru & M.Strikman(2005)

Ｈｉｇｈ Ｄｅｎｓｉｔｙ ＱＣＤと空気シャワー
BBLモデルと標準的なＳｉｂｙｌｌモデル，ＱＧＳｊｅｔモデルを比較

1) H. J. Drescher, A. Dumitru, and M. Strikman, P. R. L., 94, 231801(2005)
2) H.J. Drescher, Proc. of ICRC HE.1.4, astro-ph/0512564②予想されるμのＬＤＦは，ＱＧＳｊｅｔとＳｉｂｙｌｌの中間
一方，電磁成分のＬＤＦは相互作用モデルにほとんど依らない
ＡｕｇｅｒはMCにＱＧＳｊｅｔを使用→エネルギーは大気蛍光観測で決める

ＦＤで決めたエネルギー

P. Sommers, et al. ICRC29,HE1.4, (2005)

ｌｏｇＮμ

ＱＧＳｊｅｔＢＢＬ
H.j.Drescher(2005)

ｌｏｇＲ

Ｈｙｂｒｉｄ観測
Ｒ＝１０００ｍでの粒子密度ＴＡ実験では，エネルギー決定の系統誤差に相互作用モデルの影響がほとんどない．
ＳＤ単独でエネルギーを決定できる（ＦＤとＳＤの系統誤差の検証）（その他）蛍光発光量，ステレオ観測，ＬＩＮＡＣ，大気モニター

相互作用の検証
もっと低いエネルギー（Ｋｎｅｅ領域〜１０１５ｅＶ）

TA/TALE infill array

E > 1017eV

で検証可能？（化学組成？）

H. Tanaka, et al., ICRC29, HE1.2(2005)

シンチレーターと水タンクで同時観測

LHCfinteraction point

96mm
Sako, et al./S.Yoshida, ICRC29, 2005

140m

まとめ最高エネルギー宇宙線
Astrophysical: Cluster, AGN, GRB
Cosmological: Relic particle, TD
ν，γTelescope ArrayFD stereo（１６５ ｋｍ２ｓｒ）+ scintillator SD（８００ ｋｍ２）
大気モニター，LINAC
２００７年本格稼動開始
他の利用法‥Super-GZK?
←TA （Stereo-Hybrid，Scintillator-SD，Calib.)“Full” Telescope Array