■ 研究紹介

LHCf 実験; LHC を用いた最高エネルギー宇宙線相互作用の検証
名古屋大学太陽地球環境研究所

さこ 隆志
伊藤 好孝

sako@stelab.nagoya-u.ac.jp
itow@stelab.nagoya-u.ac.jp

2008 年 (平成 20 年) 5 月 31 日

1

宇宙線の中には 1020 eV ものエネルギーを持った粒子

ATLAS などの汎用検出器がカバーしていない, 超前方放出粒子の測定を行ない, この不定性を減らすこと目的とした実験である。小型の解像型サンプ リングカロリーメー
タで 0 度方向に放出された中性粒子を測定することで , 現
在宇宙線研究で使用されている主要な相互作用モデルの良否を判定することができる。また , 新たなモデルを構築する際の重要なキャリブレーションデータを与える。本
研究紹介では , 4 章で LHCf 実験の紹介を行なうが , そのが観測されている [1][2]。最高エネルギー宇宙線1 のエネ

背景の超高エネルギー宇宙線観測実験の歴史と現状, ハドルギ−スペクトルを決定し , その起源を探ることは , 天体

ロン相互作用モデルについても少々詳しく述べることに物理的な興味だけでなく, 物理学の基礎の検証や未知のする。

はじめに2008 年, ついに待望の LHC が稼動する。ATLAS, ALICE といった巨大実験とともに , 日本が大きく貢献している LHCf 実験を紹介する。LHCf は超高エネルギー宇宙線と地球大気の相互作用の不定性をおさえるための実験である。

超重粒子の発見につながる可能性があることが示唆されている。1020 eV の宇宙線は宇宙を満たす背景放射と衝突2し , π 中間子を生成してエネルギーを失ってしまう。その平均自由行程は数 Mpc 程度であり, もしも宇宙線源が数最高エネルギー宇宙線観測の現状と問題点

10 Mpc を越えて宇宙に広がっているならば , エネルギースペクトルは 1020 eV 付近で急激に折れ曲がるはずである (GZK カットオフ [3])。逆に , この折れ曲がりが見えな
ければ , 宇宙線源は近傍にあることになり, 宇宙線の到来一次宇宙線の到来頻度はエネルギーのほぼ 3 乗に反比例して減少し , 1019 eV を超えるエネルギーの宇宙線頻度は 1 個/km2 /年程度である。そこで , 最高エネルギー宇宙方向からその起源天体を調べる ‘宇宙線天文学’ が可能に線の観測は大気自身を検出器の一部として使い, 宇宙線がなる。なお, 10 Mpc は 約 3 千万光年であり, 宇宙の大き大気中で起こしたカスケード からのシャワー粒子を地表さから考えれば ‘極近傍’ といっても過言ではない。カッ

検出器でとらえる手法 (Surface Detector; SD), もしくはトオフがないのに対応天体も見つからない場合, 宇宙線源

シャワー粒子が大気中の窒素を励起して発生する大気蛍光を天体ではなく, 未知の超重素粒子の崩解や, ローレンツを望遠鏡でイメージングしてとらえる手法 (Fluorescense

不変性の破れを考える, といった提案がなされている [4]。

Detector; FD) の 2 種類が用いられている。

観測の方法と歴史は 2 章で詳し く述べるが , 複数のグ

日本の AGASA 実験 (Akeno Giant Air Shower Array)

ループやテクニックが矛盾した結果を出しており, 結着がは , 明野高原の 100 km2 の範囲に 100 台以上のプラスチついていないのが現状である。現在, 新しい大規模な観ックシンチレータを展開した初めての大規模地上アレ イ測実験が進行しており, 観測データは質・量ともに飛躍的(SD) である。1990 年より観測を開始した彼らは , 11 個の1020 eV を超えるイベントを観測し , GZK カットオフをに向上している。しかし , 2,3 章で述べる通り, 観測結果の解釈にはハド ロン相互作用の不定性が大きく影響して超えて宇宙線のエネルギーが伸びていることを主張したいる。LHCf 実験は , 宇宙線空気シャワーの発達に重要で ,[1]。同じ頃, HiRes 実験はユタの砂漠において大気蛍光望
遠鏡 (FD) による観測を行ない, こちらは GZK カットオ

1 目安として 1018 eV 以上の宇宙線をさす。

1フと矛盾しないエネルギースペクトルを得ている [2]。こlog(Flux[/sr/sec/m2/eV])

れがいわゆる「最高エネルギー宇宙線問題」である。第二世代の実験である Auger 実験や Telescope Array 実験-31

HiRes monoAGASA
Auger 2007-32

(TA) では , SD と FD の両手法を併用している。2004 年から観測を開始した Auger は , アルゼンチンのマラガに3000 km2 の水チェレンコフタンクアレ イを展開し , 大気蛍光望遠鏡も設置して空気シャワーの同時観測を行なっている [5]。AGASA, HiRes, Auger の 3 実験によるエネルギースペクトルをまとめたものが図 1 である。Augerの結果は 4×1019 eV 付近からスペクトルがソフトになっていることを示しており, HiRes 実験と同様, GZK カットオフの存在を示しているように考えられる。AGASA との差は , AGASA のエネルギースケールを 40%程度下げれば合いそうである。

-33-34-35-36-37-3818.5

1919.52020.5log(Energy[eV])

図 1: 最高エネルギー宇宙線エネルギースペクトル

ところで , SD では , ある高度でのシャワー発達中の粒子数を測定し , モンテカルロ計算と比較することによってエネルギーを決定する。したがって , 宇宙線と大気のハドロン相互作用の不定性によるシャワー発達の違いが系統誤差の要因となる。FD では大気蛍光総量はシャワー総粒子数に比例するので , シャワー発達の様相には依存しないとされる。その一方で , 大気蛍光の絶対量の不定性や,大気透過率の補正など , 実験的な系統誤差が大きくなる。

Auger のエネルギースケールは , 大気蛍光の結果を信じて決めているが , 地上検出器で決めたエネルギースケールとは 30%違うと報告されている [6]。
Auger は 2007 年に 6×1019 eV 以上のイベントの到来
方向と活動銀河核の方向に有意な相関があると発表した[7]。最高エネルギー宇宙線が陽子であれば , このエネル
ギーならば銀河磁場に曲げられずに直進する。したがって, 最高エネルギー宇宙線は鉄などの原子核ではなく, 陽プロットが測定で , 実線, 点線はさまざ まな相互作用モデ子であることを示唆している。一方, 宇宙線化学組成はそのエネルギービンでのイベント数。

図 2: Auger が測定した, エネルギー別の Xmax の変化。
ルによる計算値。図には , 一次宇宙線が陽子のみの場合と鉄のみの場合が示されている。各点に添えられた数字は ,シャワー発達が最大となる高度 (Xmax ) から推定されるが , Auger の結果は 1020 eV に近づくにつれて陽子から重3原子核に遷移しているようにみえる (図 2, [8])。また, 地

空気シャワーとハド ロン相互作用

上検出器でのミューオン数も, 一次組成が原子核という描空気シャワー観測において , 空気シャワー発達の様相の像と一致している。このように最高エネルギー宇宙線の違いが一次宇宙線のエネルギー, 化学組成など の測定の問題は , スペクトルに折れ曲がりありそうだ , ということ系統誤差になることは述べた。たとえば , AGASA では ,までは確認できたものの, それが GZK カットオフなのか

SYBILL, QGSJET2 という異なるモデルを用いることに何なのか確立するところまでは至っていないのが現状でよって, もとめられるエネルギーに 10%の違いがあるこある。この問題の根底には , 空気シャワー観測におけるハとを報告している。また, 図 2 にもみられる通り, Xmax

ド ロン相互作用の不定性の問題がある。の計算値は相互作用モデルによって大きく異っており, この不定性をおさえない限り, 実際に飛来している宇宙線の東京大学宇宙線研究所が中心となって進めている TA実験も, ユタに 700 km2 の地上シンチレータアレ イと大化学組成を知ることはできない。

気蛍光望遠鏡を設置して , 今年度からデータ取得を開始しシャワー発達は大まかに二つの量に左右される。ひとつた。数年後には , 南半球で観測する Auger 実験との結果は非弾性衝突断面積, もうひとつは超前方生成粒子のエネの比較が可能になり, その結果が期待されている。

ルギー分布である。ハドロン衝突において二次粒子のエネ2

ルギーフローの大半は超前方に集中するので , 前者はもちろん , 後者も空気シャワー発達を大きく左右する。この超前方粒子生成はターゲット核子中の small-x のパートンの衝突が寄与するため, 非摂動論的な QCD が支配するソフTANトな領域であり, ポメロンなどの現象論的なアプローチにLHCf-1立脚したモデルが作られてきた。現在, 宇宙線の空気シャLHCf-2
TAN

ワーシミュレーションに使われている超高エネルギーハ
ドロン反応モデルとして , SYBILL, QGSJET, DPMJET,EPOS などがあるが , 加速器で到達可能なエネルギー (実験室系で 1014 eV 以下) での実験データでチューンされたモデルを何桁も外挿しているため , 最高エネルギー宇宙線

図 3: ATLAS 検出器と LHCf インストール場所の関係。のエネルギーでの不定性が大きい。また昨今, このような図中央が ATLAS 検出器。LHCf 検出器は , 左右 140 m 離

超高エネルギー超前方生成に寄与する超 small-x のグルーれた TAN と書かれた場所に設置されている。

オンにおいて , カラーグラス凝縮などの新たな現象の出現が HERA, RHIC などのデータから議論されており, エネルギーによるモデルの単純な外挿がもはや成り立っていない可能性がある。したがって , 1020 eV にできるだけ近いエネルギーでの超前方生成実験データがぜひとも必要である。
まもなく稼動する LHC は , 実験室系にして 1017 eV の衝突を実現し , 最高エネルギー宇宙線の領域まであと少しのところまで迫ることができる。LHC 加速器のレ イアウ
トは , 0 度に検出器をおくスペースが用意されており, ま

図 4: 中性粒子ダンパー TAN(左写真)。TAN の内部でさに宇宙線研究にとって不可欠なデータをとる千載一遇

ビームパイプが 2 本に分かれており, LHCf 検出器はそののチャンスである。

間に設置されている (右写真)。
ルギースペクトルの折れ曲がり (いわゆる knee) の問題

4に対する相互作用の検証が目的であったが , LHC の時代

LHCf 実験になり再び GZK 問題が現われたのは , 歴史はくり返すということだろうか ?

LHCf 実験は , 主に宇宙線研究者を中心に結成されたグループで , 日本, イタリア, スイス, フランス, スペイン , 米国の 6ヵ国から集った約 30 人からなっている。メンバーの約半分は日本人で主要な貢献をしているが , 他国のメンバーもそれぞれ得意な分野をもち, 国際コラボレーションが非常に有効に機能している。実験は 2004 年に CERN

4.1

測定環境に提案され , 2006 年に提出した Technical Design Report

LHCf の実験装置は , LHC の中でも ATLAS 実験が実施される Interaction Point1 (IP1) に設置される。LHC はコライダーのため, 0 度方向に放出された粒子はビームパ[9] を経て LHC 委員会に LHC の実験のひとつとして正イプの中を進む。荷電粒子は D1 マグネットによって取り式に承認された。グループでは , 2004 年にプロトタイプ除かれるが , 中性粒子はそのまま直進し , 最終的に衝突点か機を製作して CERN SPS 加速器において装置の基本性

ら 140 m 先にある TAN と呼ばれる鉄塊でダンプされる。

能を証明し [10], 2006 年から 2007 年にかけて本番用装置を製作, 試験を実施した。本研究紹介に記載しきれない装TAN の中では , 衝突点付近で一本だったビームパイプが二本に分岐しており, その間に幅 96 mm, 奥行き 1000 mm

置の詳細については , まもなく発行される JINST LHC 特の装置設置用スロットが用意されている。ATLAS 検出器集を参照されたい [11]。と TAN の位置関係および TAN の構造は図 3, 図 4 に示

LHCf は , その前身ともいえる CERN の Spp̄S コライ
ダーにおける最前方 π 0 測定実験 UA7[12] のメンバーかす通りである。TAN のスロットには , ATLAS の通常のら発案された。UA7 の時代は , 1015

運転の時は Luminosity Monitor と ATLAS ZDC (ZeroeV での宇宙線のエネ

Degree Calorimeter) が設置されるが , 加速器立ち上げ初32 LHCf

PTgamma [GeV/c]LHCf

∆E/η

1.5
10.5

XF

0.1

1.4

1450 µrad

1.21310µrad

0.8
0.6
0.4

0-10-505
pseudorapidity (η)

0.2

1001001000

Egamma [GeV]

図 5: LHC 陽子衝突で生成される 2 次粒子のエネルギー流量を η の関数として示した。LHCf の測定可能範囲 η >8.4

図 6: LHC 陽子衝突で生成される γ 線のエネルギ−と PTに約半分のエネルギーが運ばれることがわかる。

分布。実線および破線の右下が LHCf の測定可能範囲。

期の低ルミノシティのときだけ , スロットの IP 側 300 mmに LHCf 実験装置を設置する。
衝突点からスロット方向へのビームパイプの物質厚は1 放射長になるように調整されている。ただし , TAN に達する前にビームパイプ側壁にぶつかるような角度をもった粒子は測定ができない。この限界は角度にして 310 µrad(擬ラピディティで η=8.7) である。IP1 では , 高ルミノシ
ティでの衝突時にビームを下向き 140 µrad の角度をつけて衝突させる。LHCf の測定時にこの角度をつけることができれば , 測定可能範囲を 450 µrad (η=8.4) まで広げることが可能になる。図 5 に LHC での衝突の際に二次粒子が持ち去るエネルギーを η の関数として示した。LHCf の測定場所でほぼ半分のエネルギーの流れを測定できることがわかる。また, 図 6 には発生する γ 線のエネルギーと横方向運動量 (PT ) の分布を示した。実線の右下が LHCfの測定可能範囲である。XF >0.1 で , LHCf が PT 分布の最大位置をカバーできることがわかる。

4.2

実験装置

LHCf は , IP1 の両側の対称な位置に 2 台の検出器を設置し , LHC リング内側からみて左手に設置する装置を 1号機 (Arm#1), 右手に設置するものを 2 号機 (Arm#2)と呼ぶ。2 台の装置はどちらも TAN のスロットに設置するために , 90 mmw ×620 mmh ×290 mml の小型容器に収められている (図 7)。この容器は , TAN に固定されたマ

図 7: LHCf 1 号機の全体像写真。写真下部にカロリーメーニピュレータに吊り下げられており, 上下に 120 mm のタが設置されている。写真上部に見えるのが 、MAPMT移動が可能である。2 台の検出器はそれぞれが 2 台の独とフロントエンド 回路。

立な解像型サンプ リングカロリーメータを持ち, 入射す4211.840

calorimeter
towers05010025, 32 mm

50200

100150Longitudinal size (mm)projection at the TAN positionof the dipole region ellipticalvacuum pipe

beam center

Scintillator
Tungsten
Silicon

Detector#2

0150

Longitudinal size (mm)2087.7R47.8

520, 40 mm

Vertical size

Detector#1

Vertical size

96

Scintillator
Tungsten
SciFi

TAN slot internal walls200

図 8: LHCf カロリ−メ−タの縦方向構造。上下パネルはそれぞれ 1 号機, 2 号機の構造を示す。

る中性粒子（ 主に γ 線と中性子）のエネルギーと入射位

図 9: LHCf カロリ−メ−タの正面図。上下パネルはそれ置を測定する。各カロリーメータはタング ステン (1 枚ぞれ 1 号機, 2 号機の構造を示す。

t7.0 mm , 2 放射長) と 16 枚のプラスチックシンチレータ(Eljen technology EJ-260, 3 mmt ) からなり, 縦方向の構造は図 8 に示す通りである。総物質量は 44 放射長（ 1.7ハド ロン相互作用長）であり,>100 GeV の γ 線に対して<5%の, 中性子に対しては 30–40%のエネルギー分解能を持つ。後述の位置検出器の違いから , ビームに垂直な方向には ,1 号機と 2 号機で異なる形状をしている。1 号機のカロリーメータは 20 mm×20 mm と 40 mm×40 mm のものを

は , カロリーメータの縁で一本ずつ光ファイバに接続され ,シンチレーション光は光ファイバーを通して MAPMT に運ばれる。MAPMT は 1 台が 64 アノード をもっており,8 台の MAPMT で , 全 480 本のファイバー信号を読み出す。これらのシステムには , 神奈川大学, 早稲田大学が中心になって開発した BETS/CALET といった宇宙線観測実験の技術を応用している [13]。

45◦ 傾けて縦に並べた配置, 2 号機では 25 mm×25 mm と32 mm×32 mm を斜めに配置している（図 9 ）。シンチレーのを使用している。1 枚の検出器は , 64 mm×64 mm の有タからの光はアクリルライトガイドと光ファイバーを通し効面積があり, 二つのカロリーメータを同時にカバーして装置上部に設置された光電子増倍管（ HAMAMATSU,ている。スト リップの間隔は 80 µm であるが , LHCf でR7400-U ）で読み出す。

は 160 µm ごとに読み出しを行なっている。信号は LHC

シリコンストリップ検出器は , ATLAS に使用されるも位置検出装置として , 1 号機ではシンチレーションファの基準信号である 40 MHz のクロック信号に従ってアナイバ (SciFi; KURARAY SCSF-38) とマルチアノ−ド 光

ログパイプラインに保存されており, トリガー信号を受け電子増倍管 (MAPMT; HAMAMATSU H7546) を , 2 号て, 対応する信号をデジタル化し転送する。シリコンスト機ではシリコンストリップ検出器を使用している。直行リップ検出器は , イタリアのフィレンツェ大学が開発を担する 2 方向を 1 組として , 各カロリーメータに 4 組の検当した。

出器が挿入されている。正確な挿入位置は図 8 に示す通データ収集は 200 m のケーブルを通して , ATLAS のりだが , 前 2 組は 100 GeV から 7 TeV の γ 線のシャワー

計測室 (USA15) で実施する。ATLAS とは独立したシスピーク付近を , 後ろ 2 組はほぼランダムな位置で発生するテムであるが , LHCf の各事象には ATLAS との同時事象

ハド ロンシャワーのピーク付近を抑えるために配置され解析を可能にするためのタイムスタンプをつけている。ている。

SciFi は 1 mm 角で , 一本ずつに白ペイントをほどこして ,ATLAS Central Trigger Processor から発せられるトリガー数を同じ規則で計数し , LHC の基準クロックであるカロリーメータのサイズに合わせて敷きつめている。SciFi

40 MHz クロックの計数とともに記録している。これによっ5

て, ATLAS トリガー事象と LHCf 事象の時刻を 25 ns のCount [/100GeV/107Inela]精度で知ることができ, 同時刻に発生した ATLAS 事象をトリガー番号で指定することができる。

4.3

104103期待される結果

102

LHCf が検出の対象とする粒子は以下の通りである。
1. >100 GeV の γ 線 主に π 0 → 2γ で発生したもので , 一個の γ 線が検出される場合。もっとも高い統計の測定が期待できる。<100 GeV では , ビームパイプ等から発生するバックグラウンド の量が多くなる。
2. >600 GeV の π 0 中間子

QGSJETQGSJET II
DPMJET3SIBYLL

1010

上記過程で発生した 2 個

2000

4000
6000
Gamma Energy[GeV]

図 10: LHCf で測定される 0 度方向での γ 線のエネルギーの γ 線が , 二つのカロリーメータに同時に入射するスペクトル。異なる 4 つの相互作用モデルを用いた計算場合。二つの γ 線のエネルギーと入射位置が測定で結果。

きるため, 不変質量が衝突点で発生した π 0 中間子にCount [/100GeV/107Inela]相当する事象を選ぶことで π 0 中間子の生成断面積の測定が可能になる。低エネルギーの限界はカロリーDPMJET3310メータの幾何学的配置によって決まる。単独 γ 線事象の 10%程度の頻度で検出される。

QGSJET2SIBYLL

1023. ∼2 TeV 以上の中性子 相互作用における leadingparticle へのエネルギー付与の割合を知るのに重要。
単独 γ 線事象と同程度の頻度で検出されるが , 十分なエネルギー分解能を得るためにはカロリーメータ前方で発達するシャワーを選択する必要がある。低エネルギーの限界は K0 中間子の漏れ込みが大きくなる領域である。

1011000

2000

3000

4000

5000
6000
Pi0 Energy[GeV]

図 11: LHCf で測定される π 0 中間子のエネルギースペク

上記の三通りの測定では , 各粒子のエネルギースペクトトル。異なる 3 つの相互作用モデルを用いた計算結果。

ルとともに入射位置を測定することが可能であり, 角度分布, あるいは擬ラピディティ分布に焼き直すことができる。図 10 から図 12 に , 様々なハド ロン相互作用モデルかが現われる。宇宙線空気シャワーの場合は 1019 ∼1020 eVら予想される単独 γ 線, π 0 中間子, 中性子のエネルギースくらいから影響が現われると考えられているが , タングスペクトルを示す。各図には γ 線と中性子のエネルギー分テンカロリーメータを用いた LHCf 検出器でもその効果解能としてそれぞれ 5%, 30%を考慮し , 縦軸の誤差棒はが現われると予想されている。図 13 に , LPM 効果を考慮した場合としない場合の 1 TeV γ 線シャワー発達の様7統計誤差を示している。計算では 10 の非弾性散乱を仮R定しており, σinela =100 mb とすると Ldt=0.1 nb−1 と子を示した (横軸は LHCf カロリーメータのチャンネル番いう短時間のランで測定は終了する。これらの図からわ号)。シャワー発達曲線には約 10%近い差が現われており,かる通り, LHCf による短時間の測定で , 宇宙線研究で広LHCf カロリーメータの精度で十分に検証が可能である。

く用いられているハド ロン相互作用モデルの良否が明らかになる。

4.4

ハドロン相互作用ではないが , LHCf 実験では LPM 効果

ランニングシナリオ

4.3 節で述べた通り, LHCf のランは(Landau-Pomeranchuk-Migdal 効果) のシャワー発達にR

Ldt=0.1 nb−1 程対する影響を初めて定量的に測定することが可能になる。

度の測定で十分な統計を得ることができる。LHC は加速

LPM 効果は , 電磁シャワーの相互作用長が実効的に長くな器の立ち上げ 時に L=1028 ∼1030 cm−2 s−1 で様々な試験る現象で , 粒子のエネルギーと物質密度の積に応じて影響を行なう。LHCf はこの試験運転の期間中の数日の間に6

Number of particles

1TeV gamma

QGSJET

104

310Ratio

2QGSJET IIDPMJET346810121468101214

LPM/no LPM

1.21.151.11.05
10.950.9SIBYLL0.850.824PMT Channel

図 13: LHCf で測定される 1 TeV γ 線のシャワー発達曲
図 12: LHCf で測定される中性子のエネルギースペクト線。上段は , カロリーメータ各層の粒子数。LPM 効果を考ル。検出装置のエネルギー分解能 30%を仮定している。

慮した場合 (白丸) と考慮しない場合 (黒丸)。下段は LPM

異なる 4 つの相互作用モデルを用いた計算結果。

がある場合とない場合の粒子数の比。10%近い差が予想されている。

データ収集を完了する。たとえば , L=1029 cm−2 s−1 のとき, 103 s のランで上記積分ルミノシティを達成することができる。この時, LHCf で検出される事象頻度はおよそ 1 kHz であり, データ収集システムもこの値に最適化してある。また, LHC は L≤1030 cm−2 s−1 では 43 バンチ/ビームで運転し , LHCf の回路もこのバンチ間隔 (2 µs) に合わせているため, 高いルミノシティでは複数事象のパイルアップが生じる可能性がある。
実際の LHCf のラン時間は加速器立ち上げのスケジュールに合わせて決定する。理想的には , 異なる装置ゲインでの複数回の測定, マニピュレータを動かしての広 PT 領域のスキャン , 衝突角をつけての低ラピディティまでの測定,を実施したい。ただし , ランが 10 日程度続くと , プラス

図 14: LHC トンネル内に設置された LHCf 検出器。

チックシンチレータに放射線ダメージの影響が現われ始めることが予想されるため, 3 日程度が理想的である。なお,功している。装置の製作, SPS 加速器での試験, LHC ト

プラスチックシンチレータには常時測定室から紫外レーンネルへのインストール , 調整の作業すべてにわたって ,ザーを入射することで , 発光率の変化をモニタできるよう名古屋大学と早稲田大学の大学院生が活躍している (図になっている。ランが終了した後, 装置はマニピュレータ15)。

によってビーム面から 10 cm 程上方に移動し , 放射線ダメージを避ける。その後, 最初の加速器メンテナンスの際に TAN から撤去し , LHCf の場所には銅製のブロックが5挿入される。

まとめAuger 実験が本格的な観測結果を出し始め, 最高エネル

2008 年 4 月に発表された LHC の最新の立ち上げスケ√
ジュールによれば , LHC は 2008 年には s=10 TeV の衝√
突から開始し , 2009 年に設計値の s=14 TeV を達成す

ギー宇宙線の観測データは飛躍的に向上している。観測る。LHCf では両エネルギーでデータ取得をするべく, 最プロセス, 化学組成がからみ合っており, 統一的な解釈が終準備を進めている。検出器はすでに 2 台とも TAN 内に得られていないのが現状である。もしかしたら未知の物設置されており (図 14), 計測室からのデータ収集にも成理現象が潜んでいるかもしれない。本年からフルスケー結果は , 宇宙線源の空間分布, エネルギースペクトル , 伝搬

7

[2] R. U. Abbasi, et al., Phys. Rev. Lett., 92 (2004)
151101[3] G. T. Zatsepin and V. A. Kuzmin, JETP Lett, 4(1966) 78; K. Greisen, Phys. Rev. Lett., 16 (1966)
748[4] H. Sato and T. Tati, Progr. Theor. Phys., 47(1999) 1788
[5] T. Yamamoto, et al., Proc. of 30th Intl. Cosmic
Ray Conference, Merida (2007)[6] R. Engel, et al., Proc. of 30th Intl. Cosmic RayConference, Merida (2007)

図 15: LHCf 検出器のインストール作業風景。外国人共同研究者や CERN スタッフの中で日本の大学院生も活躍[7] The Pierre Auger Collaboration, Science, 318(2007) 938

している。
ル運転を開始した日本の TA 実験による独立な観測結果[8] M. Unger et al., Proc. of 30th Intl. Cosmic RayConference, Merida (2007)に期待がかかっている。上記宇宙物理的な未知数と並んでデータの解釈に影響を与えるのが , 宇宙線と地球大気のハ[9] LHCf Technical Design Report, CERN-LHCC2006-004 (2006)

ド ロン相互作用モデルである。この不定性を抑える唯一で最良の方法は LHC 加速器を用いることであり, LHCf
実験は LHC IP1 において, 宇宙線空気シャワー発達に重[10] T. Sako, et al., Nucl. Instr. and Meth., A578
(2007) 146

要な最前方放出粒子の測定を行なう。
最高エネルギー宇宙線問題は , 大規模観測実験と LHC[11] O. Adriani et al, JINST (2008) acceptedが同時期に進展することで , 今もっとも面白い時代を迎えていると言えるだろう。今年 4 月には KEK において , 超[12] E. Paré et al., Phys. Lett., B242 (1990) 531

高エネルギーでのハド ロン相互作用をテーマとして , 宇宙

[13] S. Torii et al., Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.), 134(2004) 23

線研究者と原子核・ハド ロン研究者の合同研究会も開かれ , 新たな研究も芽生えつつある。小さな LHCf 実験が ,この大きな流れの中で重要な役割を果たすことが筆者たちの楽しみである。

6

謝辞
本研究は LHCf メンバーの努力によって遂行されています。グループを代表して本紹介文を執筆することを認めていただいた LHCf グループのメンバーに感謝します。

LHCf 実験は , 日本担当分については , 科学研究費補助金によって遂行されています。最後に , 本研究紹介の執筆を薦めてくださった岡山大学の田中礼三郎氏に感謝いたします。

参考文献[1] M.Takeda, et al., Phys. Rev. Lett., 81 (1998) 1163
8