
305

■研究紹介

Alpha Magnetic Spectrometer (AMS)‑ 様々な困難を乗り越え，遂にファーストリザルトへ ‑台湾中央大學灰 野

禎 一

Sadakazu.Haino@cern.ch
2013 年 2 月 28 日

1 AMS 実験
1.1

AMS 実験とはAMS 実験は，アジア，欧州，米国の約 60 の大学，研究機関から集まった，約 600 人の研究者からなる国際コラボ
レーションで行われている。アジアからは台湾，中国，韓国が参加しているが，日本の機関は参加していない。1976
年に *  Z 粒子の発見でノーベル物理学賞を受賞したサミュ
エル・ティン氏がプロジェクトリーダを務め，LEP L3 実
験での主要メンバーの多くが参加している。コンセプトはLEP で培った素粒子実験技術を宇宙空間に応用し，GeV 
TeV 領域の宇宙線を徹底的に調べようというものである。
2011 年 5 月に AMS 測定器がスペースシャトルによって打ち上げられ，国際宇宙ステーション（ISS）に設置された。
以来，現在に至るまで，約二年間，宇宙線データを蓄積し続けている。ISS と同じ 2020 年以降まで，最長で 20 年間以上の運用を目指しており，圧倒的な統計量により，これ

球実験 BESS により，質量の同定という方法でより明確に
反陽子が観測され，精密な流束が測定された[2]。そして，陽電子は同じ正電荷である陽子の膨大なバックグラウンドの除去が難しかったが，気球実験 HEAT[3]などが同定に成功した。反陽子も陽電子も，銀河中での高エネルギー宇宙線と星間ガスなどによる衝突で生成された二次粒子が主だと考えられている。そのため，親となる陽子スペクトルがエネルギーのべき乗で減少していくことを考慮すると，陽電子と電子の比率 E  E

E  は，やはりべき乗で減少することが予想されていた。しかし，近年，AMS と同じ磁場
スペクトロメータである衛星実験 PAMELA によって[4]，そして，地磁気効果を用いた Fermi ガンマ線観測衛星によって測定されたデータ[5]では 10 GeV から 100 GeV へとエネ
ルギーが増えるに従って，陽電子比率が増加しており，その説明には，宇宙線の衝突以外のメカニズムが必要との理解が一般的となっている（図 1）。

までの実験とは桁違いの宇宙線の精密観測を行う。

1.2

AMS の物理108 eV から 1020 eV まで 12 桁にわたってエネルギースペ
クトルが観測されている宇宙線は，ヘスによる発見から 100
年を経てもなお，加速や伝播の機構など未解決の問題が多数残っている。また，地上での加速器実験では到達できな
いような高エネルギー事象を研究するためにも，非常に重要な研究分野である。AMS が対象とする，GeV  TeV 領
域は，太陽系外から来る宇宙線としては相対的にはもっともエネルギーの低い部分である。しかし，流束がもっとも高いため，近年は気球や衛星を用いた直接観測により，様々な精密観測が行われてきた。特に，原子核の組成やアイソ
トープ，更には，反粒子に至るまで，宇宙線の成分比率がエネルギーの関数で詳細に測定されている。
1.2.1 宇宙線反粒子の観測
宇宙線中に反粒子が存在することは，1970 年代に Golden
らの気球実験で反陽子が初めて観測されたことで，既にわかっていた[1]。そして，1990 年代に始まった日米共同の気図１ PAMELA，Fermi による陽電子比率の測定結果（[5]より引用）

1.2.2 陽電子過剰問題
現在，様々な理論的説明が考えられているが，可能性の一つとしては，パルサーのような強磁場を持つ天体が太陽系近傍にあって，ガンマ線と磁場との相互作用などによる電子対生成と，それらの加速を同時に行なっているのではないかという説である[6]。
しかし，もしも，加速天体起源でない場合には，標準理論を超えた新たな理論が必要になる可能性がある。たとえ


306
ば，暗黒物質は未だにその正体がわかっていないが，正体

1.2.4 反物質探索が何であれ，対消滅や崩壊によって，電子と陽電子が同数

ヘリウムや炭素原子核に関しては反粒子が星間での衝突生成されるならば，べき乗のスペクトルをもつ電子スペクで生成される確率が極めて低く，もし一例でも検出されれトルに対して，エネルギーが高くなるに従って陽電子比率

ば，初期宇宙に起源があると考えられる。現在のところが増えていくことが説明できる[7]。更に，もしも，暗黒物

BESS-Polar 実験によって得られた反ヘリウム対ヘリウム質を構成する粒子の質量が数百 GeV  数 TeV であるならの流束比として， q 以下（95％信頼度）という結果

ば，増加している陽電子比率があるエネルギーで急激に減がもっとも厳しい上限値となっている[11]が，AMS ではエ

少するスペクトルを観測できるかもしれない。その場合，ネルギー範囲，感度ともに二桁近い領域まで拡張すること

間接的ではあるが，標準理論を超えた現象の有力な証拠にが可能になる。

なるとともに，さらには新粒子の質量の推定も可能になる。
一方で，PAMELA は 100 GeV までの反陽子対陽子の比率のデータも測定しており，これは，衝突起源のモデルと一致している。仮に暗黒物質が宇宙線反粒子の起源の一つだったとしても，陽電子のみに過剰を与えるには，単純なモデルでは難しいため，特殊な崩壊または対消滅過程が必要になるかもしれない。
陽電子の過剰が加速起源なのか，それとも，暗黒物質などからの対生成によるものかの判断には，電子や陽電子の異方性を調べることも重要である。PAMELA は粒子識別性能に優れた測定器であるが，面積立体角が小さいため，異方性を調べられるほどの事象数は得られない。反粒子の異方性探索は大面積を誇り長期間観測を目指す AMS によって初めて可能になる。
1.2.3 宇宙線モデルの検証
スーパーカミオカンデによるニュートリノ振動の発見の例にあるように，宇宙線を用いた素粒子研究は，地上での1.3

AMS 測定器

AMS は磁気スペクトロメータである。マグネットによる
強磁場中での荷電粒子の偏向から rigidity（ 2  PC  QE 運
動量を電荷で割ったもの）を精度よく測定することにより入射粒子の運動量とその符号を精密に決定する。宇宙線は常に上から来るとは限らず，測定器下方から上向きに入射した粒子は電荷符号が逆に見えるため，粒子の飛来方向を決定する必要がある。TOF（Time Of Flight）システムは，この役目を果たすとともに，粒子の速度の測定と，データ収集のトリガーを発生させる。電荷符号を決定できても，陽電子，反陽子には，それぞれ，陽子，電子といった，同じ電荷符号をもつ膨大なバックグラウンドが存在する。これらを除去するために，TRD（遷移輻射検出器），Ecal（電磁カロリメータ）を配置している。また，アイソトープ識
別のために，RICH（リングイメージング・チェレンコフ検出器）も配置している。図 2 にその概要を示す。以下ではそれぞれの測定器要素の詳細を述べる。

加速器実験では得られないようなユニークな現象を垣間見せてくれる時がある。一方で，宇宙線という天然のビームを用いる場合には，キャリブレーションに相当する観測も必要不可欠である。宇宙線成分の大部分を占める，陽子，
ヘリウムのエネルギースペクトルのべきは，数百 GeV まで
磁場スペクトロメータで測定された値[8]と，数 TeV 領域でカロリメータやエマルジョンチェンバで測定された値[9]に若干の変化が報告されている。また，その間のエネルギー領域で測定した PAMELA の結果[10]自体も単純なべき関数では記述できないことが示唆されている。より詳細なスペ
クトルの測定は，宇宙線加速のメカニズムを調べる上でも重要になろう。
また，重い粒子のスペクトルも大事である。特に，太陽系の元素組成に比べて宇宙線中では高い比率をもつホウ素
原子核などは，二次生成起源と考えられるため，同じ二次生成による反陽子や陽電子のスペクトルモデルの検証には欠かせない。これまでの気球や衛星観測によって，宇宙線
スペクトルや元素組成はかなり理解が進んでいるが，AMSは更に精密なデータを提供できるはずである。

図2

AMS 測定器の概要図

1.3.1 マグネット
Rigidity の測定，および，電荷符号決定の精度は，磁場の強さと飛跡の長さの自乗に比例する。また，打ち上げ重量


307
の制限のある中で，マグネットの大型化，強磁場化を行う

で，100 GeV/c では，陽電子の識別効率を 90%に保ちつつ，には，超電導磁石がもっとも適している。そのため，AMS

陽子に対しては 3,000 の除去能力を発揮する。

も当初は超電導磁石を用いる計画であった。しかしながら，超電導状態を常に保持するために液体ヘリウムが必要で，

1.3.4 TOF

実験期間がヘリウムの寿命によって制限されるとともに，

TOF はマグネットの上に 2 層，下に 2 層に配置され，4過酷な宇宙空間での運用は簡単ではないため，後で述べる

層のコインシデンスによってトリガーの生成を行うとともように，準備の最終段階において，急きょ，永久磁石に変に，粒子の速度の測定と方向の決定を行う[14]。各層は更された。永久磁石は高さ 1 m，内径 1.1 m の円環状に配8  10 本のシンチレーションカウンターからなり，各カウ置された 64 個のネオジム磁石（Nd-Fe-B）からなり，中心ンターは両側からそれぞれ 2  3 個の PMT によって読み出

磁場 1.4 キロガウスのダイポール磁場を発生させている。

される。カウンター毎の単一電荷粒子に対する時間分解能

ISS やスペースシャトルにかかる地磁気によるトルクをな

は 160 ピコ秒で，速度の分解能は 4%である。分解能は粒くすため，外部のダイポール成分は無視できるほど小さく子の電荷とともに向上し，炭素原子核に対しては，時間分保たれている。

解能 50 ピコ秒，速度分解能は 1%に達する。

1.3.2 飛跡検出器

1.3.5 RICH

Rigidity 分解能は，磁場の強さの他に，飛跡の位置分解

RICH は粒子の電荷と精密な速度を測定する[15]。発行体

能にも比例する。また，多重散乱にも影響されるため，物は二種類あり，中央部には屈折率 1.33 のフッ化ナトリウム

質量をできるだけ少なくすることも重要である。AMS では（NaF），その周囲には屈折率 1.05 のエアロジェルを配置し

LEP L3 実験で使われたバーテックス検出器をもとにしたている。
チェレンコフ光は 45 cm 下に配置された合計 10,880

シリコン飛跡検出器を採用した。面積  q MM 厚さチャンネルのマルチアノード PMT によって検出され，リ NM の両面型シリコンマイクロストリップセンサー2,264

ングを再構成する。RICH の下には更に Ecal があるため，枚から構成されている。シリコンセンサーは複数（7  15）

Ecal の領域の部分には PMT は配置されていない。中央部

枚並べてラダーと呼ばれる基本構造を作り，読み出しやバに屈折率の大きな発光体を配置しているのは，リングを大

イアス電圧を共通化している。最大の読み出しストリップ

きくすることで，中央部に PMT がなくても十分な光子を

長は 60 cm に達するため，陽子のような単一電荷粒子の検検出できるようにするためである。速度分解能は 0.1%であ出効率と位置分解能を落とすことなく，ノイズレベルを実る。



用範囲まで低減するのは容易ではなく，様々な工夫がなされている。また，同時に，鉄までの原子核識別を可能にす

1.3.6 Ecal

るためにダイナミックレンジも十分広く設定されている。

Ecal は電子，陽電子とガンマ線のエネルギーを測定する

技術的な詳細は文献[12]および，2008 年春の高エネルギー

とともに，ハドロンとレプトンの識別を行う[16]。有効面

ニュース 27-1 に掲載されているのでそちらを参照されたい。

積は q MM 厚さは 166.5 mm あり，17 輻射長に相全部で 192 本あるラダーは当初はマグネットの内筒領域に当する 9 層のモジュールからなる。各モジュールは 1 mm

8 層に配置されていたが，マグネットを超電導から永久磁の鉛板 11 枚と直径 1 mm のシンチレーションファイバー石に変更した際に，運動量分解能を向上させるため，9 層

10 層をサンドイッチにした構造になっており，シャワーのに再配置された。再配置の詳細は後で述べる。

三次元イメージを再構成する。シャワーイメージ解析，および，飛跡検出器で測定された運動量とのマッチングによ1.3.3 TRD
TRD は主に，陽電子と陽子，そして，反陽子と電子の識り，陽電子の識別効率を 90%に保ちつつ，陽子に対しては
10,000 の除去能力を発揮する。

別をする[13]。密度 0.06 g/cm3，細さ  NM のポリプロピレ
ン/ポリエチレン繊維の発光体と，Xe:CO2（80%:20%）混

1.3.7 ガンマ線観測

合ガスを充填した，直径 6 mm，最大長 2 m の，5,248 本

AMS は荷電粒子宇宙線に対して最適化された測定器であのストローチューブの X 線検出器からなる。チューブは 16

るが，ガンマ線の観測も可能である。二種類の方法があり，本ずつでモジュールを構成し，20 層に配置されている。Xe

一つは測定器上部で生成された電子対を飛跡検出器で同定は 49 kg，CO2 は 5 kg が搭載された状態で打ち上げられ，する方法，もう一つは，Ecal での電磁シャワーを用いる方

20 年以上にわたって安定的な性能を出せる設計になってい法である。どちらも，より上部にある検出器を veto に用いる。陽子，反陽子と，電子，陽電子を分離するために，20ることで陽子や電子のバックグラウンドを除去する。ISS層の TRD 信号を合成してライクリフッド指数を用いることの姿勢は天体観測衛星のように安定していないため，AMS


308
の両側に計二箇所，スタートラッカーを配置し，ガンマ線

宇宙仕様の部品や機器を用いればいくつかの問題は解決

到来方向を精度よく決定する。Ecal は 2  3％のエネルギーできたが，膨大にコストがかさむため，どうしても必要な分解能で電子，陽電子のみならずガンマ線のエネルギーも部品以外はできるだけ商用のものを使い，耐熱試験，耐放測定可能なため，特に，100 GeV  1 TeV の Fermi と射能試験などを行なって最適な部品を選定した。一方で，Magic/HESS の間のエネルギー領域で有意な結果が期待さ

あらゆるモジュールに対して冗長性をもたせることで，一れる。

部分に不具合が発生しても，致命的な問題にならないような設計を徹底した。更に，選定された複数の部品や設計案

2 実験準備と打ち上げから最適なものに絞り込むため，4 種類の異なるモデルを設計，製作した。まず，エンジニアリングモデル（EM）を

2.1 予備実験 AMS-01
AMS の歴史は 1994 年に発表された論文[17]にまでさかのぼる。そこでは，重量と漏れ磁場を最低限に抑えつつ粒子偏向と有効領域を最大化するためのネオジム磁石の配置が議論され，AMS の原型が考案された。そして，その原理を検証するための予備実験，AMS-01 が 1998 年に行われた。
本実験 AMS-02 と同じ永久磁石を用い，有効領域には同じ
シリコン飛跡検出器を本実験の約半分の領域に，上下には2 層ずつ TOF カウンターを配置した。測定器はスペースシャ
トル，ディスカバリ（STS-91）に搭載され，9 日間のフライトによって，約 107 の宇宙線事象を観測し，反ヘリウム
探索，一次宇宙線（陽子，ヘリウム，電子）流束の測定の他に，陽電子比率やホウ素/炭素（B/C）比率のデータなどを測定した[18]。

のあるものに置き換えたクォリフィケーションモデル
（QM）を製作した。QM は更に，振動試験と熱サイクル試験を行
うための QM1 と，熱真空試験と電磁干渉試験を行うための QM2 と，二段階で製作された。QM1，QM2 に対しては，
部品選定，装置設計，製作，そして，試験というサイクルを何度も繰り返して，最終的な部品と設計を決定し，フライトモデル（FM）とフライトスペア（FS）が製作された。
熱サイクル試験は，想定されるもっとも過酷な環境を試験し，試験自体で機器がダメージを受ける可能性があったた
め，FM と FS に関しては最低限の試験のみ行い試験をパスした QM2 と同等の性能を持つことを確認するに留めた。
この一連の工程で鍵となったのは，部品の選定，特に，重粒子線によるラッチアップに対する耐性であった。2000
年から 2003 年にかけてドイツにある GSI 研究所でのビー

2.2 測定器建設
本実験 AMS-02 測定器の建設には，予備実験の後から実に 10 年以上の歳月を費やした。主な理由の一つは，宇宙空間での応用が容易ではない超電導磁石に直前までこだわったことにあるが，各粒子検出器，エレクトロニクスに関しても一筋縄ではいかず，宇宙ステーションで実験を行うた
めには，様々な技術的課題を克服する必要があった。具体的な課題とその対策を表 1 に示す。
表1

ムテストを繰り返し，Xe，Au，U といった超重粒子ビームを照射して性能の劣化が要求内だった部品だけを選び出した。また，耐振動試験，熱真空試験，電磁干渉試験を自前で行うために，イタリア，ペルージア大学に，宇宙仕様試
験施設を開設し，熱真空チェンバーや振動試験ステージ，
電磁干渉測定器などを設置して，AMS の検出器やエレクト
ロニクスはもちろん，他の宇宙実験の機器の試験も行なえるようにした。

AMS の技術的な挑戦

技術的課題

対策

振動耐性

6.3 G（r.m.s.）

減圧耐性

1 気圧/2 分

真空

熱対流なし

伝導放熱設計耐性：   度
動作：   度

部品選別，耐熱設計，
熱サイクル試験

放射能
宇宙線
重粒子
紫外線
流星塵
軌道デブリ
電磁干渉

1 kRad/年
ラッチアップ，
ビット反転
経年変化

吸収線量試験
ビームテスト，
エラー検出機能部品選定，保護板

穿孔

保護板

ISS 条件アース，フィルタ

磁場

最大 500 ガウス

耐磁試験，設置場所

修理

不可能

信頼性，冗長性

温度変化

製作して，動作面での試験を行った。次に，各部品を耐性

耐性設計，振動試験

最終試験は 2007 年までにほぼ終わり，2008 年から CERN
において，AMS の仮組み上げが行われ，検出器毎の機械的な干渉などがないかチェックされた。その頃はまだ超電導磁石が完成しておらず，磁石なしでひととおり組み上げ，宇宙線ミュー粒子を用いて測定器の試験やトリガーの調整などが行われた。そして，超電導磁石は 2009 年にようやく完成し，本組立が行われた。仮組み立ての経験もあって，本組立はスムーズに進み，2009 年末に AMS は完成した。
それは，ちょうどクリスマスの頃であったが，プロジェ
クト開始から 15 年以上，予備実験から 10 年以上を経て，ついに，宇宙線ミューオンのエネルギースペクトルが測定できたときは，皆，感慨ひとしおであった。翌年の 2 月には CERN でビームテストを行いスペクトロメータの運動量分解能や Ecal のエネルギー分解能を測定した。


309

2.3 宇宙仕様テスト
ISS 搭載の条件として NASA から課せられていたのが，完成した AMS 測定器の真空中での熱サイクル試験と，電磁干渉試験であった。これには，オランダ北部にある欧州宇宙機構の宇宙仕様試験施設（ESTEC）にある巨大な真空
チェンバーを用いて行われた。モジュールレベルでは何度も試験がなされていたため，粒子検出器やエレクトロニク
スに関しては特に問題はなかったが，超電導磁石に必要なクライオ関連装置に関しては簡単ではなかった。中でも特に重要だったのが，液体ヘリウムの蒸発速度を測定し，寿命を見積もることであった。地上と ISS の微重力環境では液体ヘリウムの振る舞いがまったく異なるため，寿命の正確な見積もりは簡単ではなかったが，様々な試験と考察の結果，寿命は 28 ヶ月程度と見積もられ，当初の設計の 3
年からはやや短い結果となった。

2.4 マグネット交換
AMS の宇宙仕様試験が行われたのとほぼ同時期の 2010
年 2 月，米政府が当初 2015 年までの計画だった ISS 運用
を 2020 年まで延長するという方針を示し，2011 年度予算に組み込まれた。また，3 月に東京で開催された宇宙機関
長会議においても運用延長の方針が確認され，各国政府での合意をとるという共同声明が出された。そのため，延長される ISS の運用期間に対して，超電導磁石を用いた宇宙線観測期間が著しく短くなるという懸念が生じたため，マグネットを永久磁石に置き換えるという，思い切った決断を下した。（ちなみに，ISS 上での液体ヘリウムの再充填はできないのかとよく聞かれたが，技術的にも予算の面からもほぼ不可能であった。）十数年という歳月，そして膨大な予算をつぎこんで，ようやく完成した超電導磁石を諦める

トの交換を決定した後は，これらの計画を早急に実現すべ
く急ピッチで作業が進められた[19]。
最終組立されたはずの AMS 測定器は CERN に戻って再び解体され，マグネットの置き換えが行われた。そして，最下層にあった飛跡検出器の一層を TRD の上部に配置するとともに，スペアとして準備していた，飛跡検出器のラダーを用いて新たな検出層を作り Ecal と RICH の間に配置した。これにより，L=1 m だったトラック長が L=3 m にまで伸び，磁場が均一でないため，L2 ほどの効果はなかった
が，rigidity 分解能にして，5 倍の向上が見込まれた。ただし，実際に確認するためには，ビームを用いた測定が必要であった。そのため，2 月に一度行なってはいたが，8 月に，再びビームテストを行うことになった。

2.5 ビームテスト
ビームテストの一番の目的は，飛跡検出器を再配置したことで，狙い通りの rigidity 分解能の回復が得られるかということであった。しかし，永久磁石に置き換えたことによるデメリットは，磁場の減少だけでなかった。超電導磁石の場合は，ISS 上で励磁する予定であったため，磁場なし条件での直線トラックを用い，運動量無限大に相当する粒子を使ったキャリブレーションを行うことができた。永久磁石ではこれが不可能になったため，
地上で十二分にキャ
リブレーションをしておく必要もあった。そのため，AMSに対して約 900 点もの異なるビーム照射位置と角度の組み合わせを算出し，全方位からくる宇宙線とほぼ同じアクセ
プタンスを再現できるようにした。さらに，ビームを AMS
下方および真横にあて，アクセプタンス外からくる宇宙線に対する測定器の応答も調べた。

というのは，決して簡単な決心ではなかったが，より有意義な物理観測を行うという観点に立てば当然の決断であった。
しかしながら，このような結果になるということは，超電導磁石が問題を抱えたまま何とか完成した時点で予見されていたため，永久磁石を用いるプラン B として，数ヶ月前から平行して準備が進められていた。具体的には，AMS-01
で使われ，その後一定の温度で保存されていた永久磁石を点検し，詳細な磁場のマッピングを行なって測定結果が 12
年以上前の値と 1%以内で一致することを確認した。また，
最低限の機械加工でマグネットを置き換えできるように，
アタッチメントの設計を進めていた。更に，もっとも重要なことだが，永久磁石にすることで，磁場強度が約 1/5 になってしまうという問題があったため，8 層あった飛跡検出器の一部を再配置してトラック長を増やすことで，運動量分解能の向上を図るという計画を検討していた。
マグネッ

図3

2 度の CERN 400 GeV/c 陽子ビームテストで得られ rigidity

分解能の測定結果。曲線はそれぞれの条件でのモンテカルロシミュ
レーション。


310
ビームは，CERN からイタリア，グランサッソ研究所のちなみに，エンデバーのマーク・ケリー船長の妻，ギフォー間の長基線実験のニュートリノビームを生成するのに使わズ議員が，同年 1 月に銃撃事件に巻き込まれたが，打ち上れている，400 GeV/c 陽子ビームを用いて行われた。図 3げを見学できるまでに回復したことは日本でも大きく報道に 2 月と 8 月の二度のビームテストで得られた運動量分解されていた（AMS に関する報道がほとんどなかったことは能測定の結果を示す。結果はモンテカルロで見積もった値

少し残念であったが）。

とよく一致し，分解能が 100%になる rigidity（Maximum
Detectable Rigidity, MDR）が超電導磁石を使った場合と同じ 2TV になることが確認できた[20]。

2.6 スペースシャトルへの搭載

2.7 打ち上げまでの困難
AMS の建設は 10 年以上の歳月を要し，マグネットを置き換える最後の最後まで困難に満ちたものだったことを書いてきたが，困難はそれだけではなかった。建設に予想以ビームテストが終了した数日後の 2010 年 9 月初旬に，上の時間がかかったため，打ち上げの機会を逃し，計画自AMS は CERN を離れ米国に向かった。AMS のコンテナの体が白紙に戻される危機が何度もあった。2003 年にスペー

サイズが民間の貨物用航空機の規格を超えていたため，世スシャトル・コロンビアの空中分解事故が起きたが，その界最大級といわれている米国空軍の輸送機 C-5（ギャラク

後，2005 年に野口聡一宇宙飛行士も搭乗したディスカバリ

シー）を用いて輸送が行われた。C-5 の一機がちょうど同の飛行によって再開するまでの約 2 年間，スペースシャト

じ時期に，イラクとアフガニスタンへの補給を済ませたと

ル計画は一次中断された。また，当時のブッシュ大統領がころであったため，米国への帰途の際にジュネーブ空港に

米国宇宙計画の大幅な変更を表明し，スペースシャトルの立ち寄ってもらい，空になった貨物室に AMS を搭載し，運用は，ISS の完成予定だった 2010 年をもって終了するこ

最低限のコストで輸送することができた（図 4）。

とになった。そして，残り限られた飛行回数で ISS を完成させるため，AMS は一度，飛行搭載リストから外された。
しかしながら，ティン氏は，「有意義な基礎科学研究が期待できる実験を止めてまで完成させる ISS に何の意味があるのだろうか」という疑問を投げかけ続け，有力な米国議員にも働きかけることで，議会によって大統領の決定を覆すことに成功し，AMS は再び搭乗リストに載ることができた。この陰には，昨年末に亡くなるまで，最長の在任期間を務めていた，ハワイ州の日系上院議員，ダニエル・ケン・
イノウエ氏の尽力があったことを書き添えておく。

2.8 打ち上げ
図 4 ジュネーブ空港にて米軍輸送機 C-5 に積み込まれる AMS

エンデバーは最後のスペースシャトルとなるはずだった。
しかし，エンデバーの救護機として準備されていたアトラ

通常スペースシャトルが帰還するのと同じケネディ宇宙

ンティスを，その後，通常の輸送に使うことになったため，センターの滑走路に C-5 は着陸し，
AMS は直ちに宇宙ステー

エンデバーはスペースシャトル史上，最後から 2 番目の飛ション準備棟（SSPF）に運ばれ，スペースシャトルに搭載行となった。打ち上げは，直前に見つかった補助動力装置

するための最終準備が進められた。準備は主に，通信関連のヒータのトラブルにより，当初予定だった 4 月下旬からの整合性テスト，ISS 設置のための機械的な整合性テスト

延期され，米国東部夏時間の 2011 年 5 月 16 日午前 8 時 56などであり，約半年の期間を要した。同時に，AMS 自体も，分に行われた。打ち上げ総重量は約 2,000 トンだが大部分宇宙線ミューオンを用いて検出器の動作チェック，トリガーを燃料が占めるため，約 1,000 トンは最初の 2 分程で燃焼やオンラインデータ圧縮アルゴリズムの調整，そして，ミュー

された。スペースシャトル自体の重量は 110 トンで，そのプラスとミューマイナス粒子がほぼ同数あることを用いて，うち AMS は 7.5 トンであった。ISS へのドッキングは飛行

粒子の符号決定精度のチェックなどを行い，MDR 2TV が3 日目，AMS の設置は 4 日目の 5 月 19 日に行われ（図 5），達成できる見込みであることを改めて確認した。

直ちに電源の投入と初期動作チェックを行った後，数時間

AMS はスペースシャトル，エンデバー（STS-134）に搭載され，4 月末の打ち上げ時期に向けて最終準備がおこなわれた。

後には宇宙線データの収集を開始した。以来，今日に至るまで約二年間，ほとんど休むことなくデータを取り続けて
いる。


311

図5

ISS に設置された AMS（丸で示す）

3 実験運用とデータ解析
3.1 データ収集
AMS が 1 イベントに対して読みだす ADC（16 ビット）のチャンネル数は約 22 万になる。そのうちの大部分はシリ
コン飛跡検出器からである。トリガーは基本的には 4 層のTOF のコインシデンスで発生し，
ISS 軌道上では緯度によってトリガーレートが変化するが，地磁気カットオフの小さい極付近では最大約 2 キロヘルツに達する。単純計算では
読み出しデータ数は，最大 7 ギガビット毎秒となる。収集したデータはすべて ISS からデータ中継衛星（TDRS）を通して地上に送られる。TDRS は ISS のみならず様々な衛星でシェアされているため，AMS に対して保証されているのは軌道平均で 2 メガビット毎秒である。データを安定して地上に送り続けるためには 1/3,500 のデータ圧縮が必要となる。これは DSP（Digital Signal Processor）を搭載したデータ圧縮ボードによって行われる。基本的には，コモ
ンノイズの見積もりとその差し引き，そして，ゼロサプレッ
ションを行う。粒子信号情報を失うことなく高い効率を常に保つために，軌道毎に 2 回，データ圧縮しきい値のキャ

図6

台湾に開設された AMS アジア監視センター。左から，ティン氏，馬英九台湾総統，筆者。

どこかの DSP メモリがビット反転を起こしていることになる。そのため，軌道毎にメモリ内のチェックサムを調べて問題があればリセットするということが自動的に行われている。しかし，反転するビットによっては，データ収集に直ちに影響し，動作を中断させてしまう場合がある。そのため，データのロスを最低限に抑えるためにも，常時監視と，問題の対処が必要である。

3.3

ISS 特有の問題

ISS の軌道は，天体観測衛星のように観測に最適になるように決められている訳ではなく，米国とロシアの双方からの運用を可能にするため，軌道傾斜角は 51.6 度と高く設定されている。そして，約 90 分で地球を一周する。
AMS への入熱バランスを考える上で，太陽ベータ角と呼ばれる角度の理解が重要である。これは ISS 軌道面と，地球と太陽を結ぶ線とのなす角を表す。ベータ角が 0 度の時
は，ISS から見て太陽が真東から昇り，ISS の真上を通って真西に沈むように見える。これが 90 分に一度起こる。
ベー

リブレーションが行われる。

タ角は日々変化し，夏至と冬至のあたりで最大 75 度まで達3.2 監視体制

陽が沈まずに，絶えず片側から当たり続ける時期がある。

地上に送られたデータはインターネットを通じて CERNにある POCC（Payload Operation Control Center）に送られ，常時 4  5 人のコラボレーションメンバによって，
24 時間体制で監視が続けられている。昨年夏には台湾において，アジア監視センターも開設し（図 6），現在は時差を利用して監視時間を分担している。
ISS 上での測定器の運用は，予想していた以上に複雑であった。たとえば，データ圧縮用に使われる DSP のメモリは宇宙線によって約年に一回の確率でビット反転を引き起こす。個々の頻度はそれほど高くないが，全部で約 300 個の DSP が動作しているため，平均して一日に一回の割合でする。そのため，一年のうち二回，それぞれ一週間ほど太これまで約二年間の観測のなかで，AMS の一部分の温度が上がり過ぎたり下がり過ぎる問題が何度かあったため，その度に，ISS の太陽電池パネルを動かして影を作ったり，
ISS の放熱板を AMS に向けて放射熱で過度の冷却を防ぐといった策がとられてきた。また，ISS は当然，AMS だけのものではなく，宇宙に浮かぶ共同実験施設である。我が国の HTV の他に，ロシアのソユーズ宇宙船，プログレス補
給船，欧州補給機などが，平均すると月に一度の割合でドッキングしている。ISS はその度に姿勢を変更するため，想定外の方向から AMS に太陽光が照射される場合もあるため，特に注意を必要としている。


312

3. 4 データ解析

3.4.1 イベント再構成

3.6 その他の解析
現在は，電子および陽電子フラックス，ホウ素/炭素（B/C）

最初の一年間は各粒子検出器の詳細な振る舞いの理解と原子核比率，陽子およびヘリウムフラックス，宇宙線の異イベント再構成に必要なソフトウェアの開発に費やされた。

方性解析，そして，ガンマ線観測の 5 つにテーマを絞って，上に書いたように ISS 上では特有な熱サイクルが起きるた

それぞれに対して独立した 2 つの解析グループを形成し，め測定器表面の温度は年間を通して 30 度以上の幅で変化し解析を進めている。反陽子に関しては，もう少し統計が蓄ている。Rigidity など物理量の測定精度，そして，粒子識積されるのを待ってから解析を進める予定である。この夏

別性能を一定に保つために温度変化を考慮した様々な補正にブラジルで開催される宇宙線国際会議では，特別セッショ

パラメータが時間の関数で導出された。主なものは，飛跡ンを設けて AMS の結果が議論できると期待されている。

検出器の各層のアライメント，TOF の時間オフセットとPMT ゲイン，TRD のガスゲインとアライメント，RICH
発光体の屈折率，Ecal の PMT ゲインなどである。
3.4.2 陽電子比率測定
物理解析は，まず，100 GeV までの陽電子比率の解析に絞って行われた。またティン氏の方針として，コラボレー
ションを 2 つのグループに分け，それぞれで独立して解析を進めた。陽電子比率の測定に重要なのは，TRD，Ecal を用いた陽子バックグラウンドの除去と，電子と識別するための電荷符号決定精度である。陽子バックグラウンドの除去は，TRD では，陽電子による遷移輻射信号と陽子によるエネルギー損失信号を効率よく識別するためのライクリフッ
ド解析が，そして Ecal では，電磁シャワーとハドロンシャ
ワーを識別するための，BDT（Boosted Decision Trees）
解析が行われ，それぞれのパラメータを二次元で比較する
ことで，互いの陽電子識別効率と，陽子除去能力を評価した。その結果，100 GeV の陽電子に対して 90%の識別効率を保ちつつ，TRD は 1/3,000，Ecal は 1/10,000 の陽子除去能力を発揮することを確認した。飛跡検出器による電荷符号の決定精度は，主に MDR で特徴づけられる rigidity 分
解能による。しかし、電子と陽電子に対しては特に，制動輻射によって軌跡が不連続となる問題があったため，Ecal
での測定エネルギーとの比較をすることで，散乱角度の大きなイベントを除去し，電荷符号決定精度を高めた。ビー
ムテストデータやモンテカルロシミュレーションをもとに，100 GeV において陽電子側になだれこむ電子の割合を見積

4 まとめ
AMS は 1990 年初めに計画されてから，約 20 年の歳月をかけて準備され，2011 年についに国際宇宙ステーション
上に測定器を設置して実験を開始した。主に宇宙線反粒子の観測を通して，地上での加速器実験などでは得られないようなエネルギー領域や，素粒子の標準理論では予想もされないような未知の現象を発見できる日を期待しつつ，測定器の運用と，データ解析に取り組んでいる。すでに，約二年分のデータを蓄積し，陽電子比率に対しては，350 GeV
まで，数％以内の誤差で決定できているが，これは，最長で 20 年間の観測を予定している長期運用計画の中では，ほんの一部でしかない。最終目的は TeV 領域までの，反粒子を含めたあらゆる宇宙線のエネルギースペクトルを測定し，暗黒物質などの間接的な証拠を見つける（または否定する）
とともに，反ヘリウムや反炭素原子核の探索など，奇想天
外な物理がないか，目を凝らして探すことである。今後もAMS 実験の成果に期待して頂きたい。

参考文献[1] R. L. Golden et al, Phys. Rev. Lett. 43, 1196 (1979).
[2] K. Yoshimura et al., Phys. Rev. Lett. 75, 3792 (1995);
S. Orito et al., Phys. Rev. Lett. 84, 1078 (2000);
K. Abe et al., Phys. Rev. Lett. 108, 051102 (2012) など。
[3] J. J. Beatty et al., Phys. Rev. Lett. 93, 241102(2004).

もり，1 %以下に抑えていることを確認した。

[4] O. Adriani et al., Nature 458, 607 (2009);

3.5 ファーストリザルト[5] M. Ackermann et al., Phys. Rev. Lett. 108, 011103

その後，エネルギー範囲を拡張し，最終的に，18 ヶ月間の観測データを用いて，0.5 GeV  350 GeV において，約680 万の電子と陽電子事象を同定した。特に，100 GeV 
350 GeV においては，約 1,100 の陽電子事象を同定し，統計誤差および系統誤差は，それぞれ約 10%以下で陽電子比率を決定した。結果は，ファーストリザルトとして論文にまとめられた[21]。

O. Adriani et al., Astropart. Phys. 34, 1 (2010).
(2012).
[6] K. Norita et al., Astrophys. J. 710, 958 (2010) など。
[7] J. Hisano et al., Phys. Rev. D 79, 083522 (2009) など。
[8] T. Sanuki et al., Astrophys. J. 545, 1135 (2000);
S. Haino et al. Phys. Lett. B 594, 35 (2004) など。
[9] K. Asakimori et al., Astrophys. J. 502, 278 (1998);
M. Hareyama et al., J. Phys. Conf. Ser. 31, 159(2006) など。


313
[10] O. Adriani et al., Science 332, 69 (2011).
[11] K. Abe et al., Phys. Rev. Lett. 108, 131301 (2012).
[12] B. Alpat et al., Nucl. Instr. and Meth. A 613, 207(2010).
[13] Ph. Doetinchem et al., Nucl. Instr. and Meth. A 558,
526 (2006).
[14] V. Bindi et al., Nucl. Instr. and Meth. A 623, 968(2010).
[15] J. Casaus et al., Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.) 113,
147 (2002).
[16] F. Cadoux et al., Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.) 113,
159 (2002).
[17] S. Ahlen et al., Nucl. Instr. and Meth. A 350, 351(1994).
[18] M. Aguilar et al., Phys. Rep. 366/6, 331 (2002);
M. Aguilar et al., Astrophys. J. 746, 105 (2011).
[19] K. Lubelsmeyer et al., Nucl. Instr. and Meth. A 654,
639 (2011).
[20] S. Haino et al., Nucl. Instr. and Meth. A 699, 221(2013).
[21] AMS collaboration, M. Aguilar et al., to be submitted (2013).