1151■ 研究紹介天与の加速器からの「アマテラス粒子」の検出
大阪公立大学 大学院理学研究科, 南部陽一郎物理学研究所

藤井 俊博
toshi@omu.ac.jp

2024 年 (令和 6 年) 1 月 26 日

1

はじめに

「1 g で地球破壊」という私自身も驚愕した謳い文句の「ア
おかげで，情報解禁日であった 2023 年 11 月 24 日，

マテラス粒子」という名は研究業界を越えて多くの人々

が，致命的な欠点がある。それは，このエネルギーの宇宙線は到来頻度が極めて低いことであり，北半球で最高感度を誇るテレスコープアレイ実験を 15 年間稼働し続
けてもたった 1 粒子しか検出できないのである。

本稿では，宇宙線研究の概要と検出装置，起源候補やのもとに届いた。M-1 グランプリ 2023 の王者である令先行研究を紹介し，テレスコープアレイ実験の概要，アだ。サイエンス誌への論文掲載の反響は非常に大きく，る。今この瞬間も絶えず降り注ぎ，私たちの体を貫通し和ロマンも，ラジオでアマテラス粒子を取り上げるほど国内外の様々な媒体で取り上げられ，その数は 2000 件を越えた。そのおかげで今回高エネルギーニュースへの執筆の機会をいただき，とても光栄に感じている。宇宙線について少しでも興味を持っていただけることを願って，宇宙線の魅力について書き記したい。

今回の成果を要約すると，「宇宙から到来した 244 エ

クサ電子ボルト (= 244 ± 29 (stat.) +51−76 (syst.) EeV) の1

粒子を検出した [1]」，これに尽きる。アマテラス粒子と名付けられたこの粒子は，陽子であるか鉄原子核であるかも明らかになっておらず，発生源を特定したわけでもなく，理論から予測された物理現象が明らかになった
わけでもない。ただこのアマテラス粒子は，地球最大の粒子加速器で加速できるエネルギーより約 4000 万倍も大きい，観測史上 2 番目のエネルギーをもった粒子なのだ。このような粒子が地球へ到来しているという事実は，

宇宙のどこかに 100 EeV を超えて宇宙線を加速できる，強大な未知の加速器の存在を示している。長谷川博一氏

は，そんな未知の加速器のことを「天与の加速器」と呼んでいる [2]。

244 EeV というエネルギーは，陽子であると仮定して√重心系のエネルギー (s) に変換すると， s ∼ 700 TeVに相当する。2040 年代後半に向けて検討が進められてい√る Future Circular Collider の到達エネルギーが s =100 TeV [3] なので，地上の加速器でこのエネルギーへ到達するのはまだ先になりそうである。宇宙線観測の最大の魅力としては，加速器が到達できていないエネルギーにおいて新物理を先駆的に探査できることが挙げられる
1 1 エクサ電子ボルトは 1018 eV であり，EeV と表記する。

マテラス粒子の検出と考察，そして今後の展望を記述すている宇宙線をほんの少しでも身近に感じてもらえれば嬉しい限りである。宇宙線研究の歴史の詳細については
宇宙線発見 100 年記念シンポジウムの特別号 [4]，空気シャワー観測については [5, 6]，そして 2023 年に名古屋大学で開催された宇宙線国際会議での最新成果や今後の展望については [7, 8] をご参照いただきたい。

2

宇宙線研究のはじまり

宇宙線は，宇宙空間に存在している高エネルギーの放射線の総称である。広義にはニュートリノやガンマ線，
電子などを含む場合もあるが，ここでは高エネルギーの原子核を指す。高エネルギー状態で電子を剥ぎ取られている荷電粒子となっており，宇宙空間を伝搬するときには宇宙磁場によって曲げられる性質がある。

宇宙線の発見は，1912 年に V.F. Hess による高度5320 m までの気球実験による。高度に比例する放射線量の増加を検出し，宇宙から放射線が飛来していることが明らかになった [9]。7 度目の気球実験が着地した 1912

年 8 月 7 日を宇宙線発見の日と定義し，落下地点である

ドイツベルリン近郊のバードザーローには記念碑が建てられている（図 1）。翌年の 1913 年には，W. Kolhörster

による高度 9300 m までの気球実験によって，より高精度な放射線量の増加が確認された [10]。どれくらい高い

エネルギーの宇宙線が存在するのか，それはどのように生まれ，どうやって地球へたどり着いたのかという問いを解明するために，発見から 1 世紀以上にわたり宇宙線観測が続けられている。

2
152

宇宙線の観測からもたらされた。B. Rossi はこの時代のことを “Age of Innocence of the Physics of Elementary Particles（素粒子物理学の素朴な時代）” と呼んでいる [13]。その後の 1943 年以降の Los Alamos での原子爆弾開発と宇宙線研究の関連について興味がある方は，B. Rossi の自伝や小田稔氏による翻訳書 [14] を読んでいただきたい。

2.2

GZK 限界の予言

1963 年に J. Linsley，B. Rossi らによって米国ニューメキシコに設置したボルケーノランチアレイで 100 EeV

100 EeV (1020 eV) の宇

ものエネルギーを持った宇宙線の検出が報告された [15]。
ボルケーノランチアレイは，面積 3.3 m2 のプラスチッ

クシンチレーター 2 個で 10 cm の厚さの鉛をはさんだ

図 1: 宇宙線発見 100 年記念シンポジウムにて撮影され検出器を 19 箇所に設置した地表粒子検出器アレイであ

筆者（左）。

出器だった。図 2 は，100 EeV の宇宙線から生成された

た V.F. Hess の記念碑，孫の William Breisky（右）と2.1

空気シャワーと地表粒子検出器アレイる。有効検出面積は 8 km2 と，当時世界最大の宇宙線検100 EeVの宇宙線の初観測
空気シャワーの検出結果である。
Volcano Ranch Array (1963)

宇宙線は，数 GeV から 100 EeV という 11 桁にもおよぶ広範囲でエネルギーの −3 乗に従うエネルギースペク
トルを持っている。エネルギーが 10 倍大きい宇宙線の到来頻度は，約 1000 分の 1 に減少することになる。宇宙線は手のひらほどの広さに 1 秒間に 1 粒子到来しているが，100 EeV の宇宙線は 1 km2 あたり 300 年にわずか1 粒子しか到来しない。そのため，より高いエネルギーの宇宙線を多く観測するためには，広大な検出面積と長期間の定常観測が必要である。

高エネルギーの宇宙線は，大気中の原子核との強い相互作用によってパイオンやケイオンを生成する。中性

パイオンが崩壊してできたガンマ線が電子対生成によって電子と陽電子を生成し，それらが制動放射によってガンマ線を生成していくという電磁相互作用を繰り返し，多量の電子や陽電子がねずみ算的に生成される。荷電パイオンの崩壊ではミューオンやニュートリノが生成される。この大量の 2 次粒子群は「空気シャワー」と呼ばれ，1938 年に P. Auger によって 150 m にシャワー状

J. Linsley, “Evidence for a Primary Cosmic-Ray Particle with(a)(b)
図 2: ボルケーノランチアレイで検出された
100 EeV のに広がった粒子群がはじめて発見された [11]。そして， Energy
1020 eV”. Phys. Rev. Lett. 10 (4 Feb. 1963), 146–1482[15]。各検出器の数字は1m
あたりに検
空気シャワー
B. Rossi が 1930 年に開発した同時計数回路 [12] を利Figure 2.18. (a) The layout of the Volcano Rancharray, showing 「theposition of the 19
A」は，解析によって推定され出された粒子数を示す。
用し，地上に等間隔で設置した粒子検出器によって，広scintillation detectors (black dots) in た地表に空気シャワーが到来した場所である。
their original configuration as well as the
がった空気シャワーを効率よく検出できる「地表粒子検
size of the expanded array, which corresponds to the outer hexagon [101] and出器アレイ」を使った宇宙線観測が始まった。この時期
20(b) the density map of the event above
10年には，
eV. Thecorrespondto1965
A.A. numbers
Penzias と R.W.
Wilson らによっから，より高いエネルギーの宇宙線の検出を目指して，
2
the shower density at each detector (particles/m) and point ‘A’ corresponds
to
2.7 K の宇宙てビッグバンからの晴れ上がりの光である
検出面積を拡張していくようになった。
the estimated shower core [102]. 背景放射の検出が報告された [16]。この発見後すぐ，アメ加速器実験が発展する以前の 1943 年までは，比較的安価な検出器によって多くの科学成果や新粒子の発見が2.6.2 Haverah Park

リカでは K. Greisen [17] が，ロシアでは G.T. Zatsepinと V.A. Kuzmin [18] がそれぞれ，60 EeV 以上のエネル

3153

ギーを持った陽子は，宇宙背景放射とデルタ共鳴反応を

ルギー宇宙線の起源の解明は宇宙物理学における大きなうため，地球に到来する宇宙線のエネルギーには上限が宇宙線は荷電粒子であるため，宇宙にあまねく存在す

通じてパイオンを生成し（式 1）エネルギーを大きく失存在すると予言した。

p + γ2.7K → ∆+ → p + π 0(1)

この相互作用を起こす平均的な距離は，約 1.5 億光年である。この距離は宇宙全体の大きさから比べると非常に短く，60 EeV 以上の宇宙線は地球近傍の発生源からし謎のひとつとなっている。

る磁場によって曲げられる。だが，極高エネルギー宇宙
線は宇宙空間をほぼ直進し，到来方向が発生源を指し示す天文学的なアプローチが実現できるため，次世代を担う新たなメッセンジャーとなることが期待されている（図 3）。

か到来しないことになる。結果として，エネルギースペ
クトルの 60 EeV 以上にカットオフ構造を持つことが予想される。もし宇宙線が鉄原子核である場合でも，宇宙宇宙線観測の始まり
背景放射との光核反応によってエネルギーを失うため，ほぼ同等のエネルギーに上限があることも言及されてい6る。この地球に到来する宇宙線のエネルギーの上限値に関する予言は，提案者の 3 名の頭文字をとって「GZK限界」と名付けられた。
PenziasとWilsonによる宇宙マイクロ波
GZK 限界のような，天与の加速器からの粒子が宇宙最古の光と衝突し，物理相互作用を起こすという極限的背景放射の観測（1965）
宇宙物理の共創は，当時の研究者にとって興味をそそる
研究対象だっただろうと想像している。

3

宇宙線の起源候補

これまでの観測で，数 GeV から 100 EeV という広範囲にわたるエネルギースペクトルには細部構造を持つことが明らかになっている。約 3 PeV のところでべき乗則に折れ曲がり構造があり，銀河系内で加速される宇宙線の最大エネルギーではないかと考えられている。どのエ

ネルギー領域を「極高エネルギー宇宙線」と呼ぶかにつ

図 3: 新たなメッセンジャーとして期待されている極高エネルギー宇宙線を使った次世代天文学の概念図（画像
提供：大阪公立大学/京都大学/武重隆之介）。

3.1

オーマイゴッド粒子

これまでの観測史上最大のエネルギーをもつ宇宙線

は，1991 年 10 月 15 日にフライズアイ（蝿の目）実験で検出された，320 +35−40 (stat.) ± 85 (syst.) EeV の宇宙線である [21]。フライズアイ実験は，空気シャワーが大気を通過する際に発する微弱な蛍光発光を検出する大気いては諸説あるが，ここでは 10 EeV 以上をそう呼ぶこ
A.A. Penzias and R.W. Wilson, "A Measurement Of Excess Antenna
Temperature At 4080
2π の立体
蛍光望遠鏡を，その名の通り蝿の目のようにとにする。
Mc/s", Astrophys. J. Lett. 142: 419–421 (1965)
角を視野に持つように配置している（図 4）。そして地極高エネルギー宇宙線は，天の川銀河の典型的な磁場
球大気を「全吸収型カロリーメータ」として活用し，地強度 (µG) における陽子のジャイロ半径が銀河よりも球大気に入射した宇宙線のエネルギーを推定する。この大きくなるため，銀河系外に起源をもつことが予想され
320 EeV というエネルギーは，式 1 の GZK 限界で予言ている。その起源候補として，大きくわけて以下のふたされる 60 EeV を大幅に超えるエネルギーであったため
つのシナリオが検討されている。まずひとつめは，宇宙K. Greisen, “End to the cosmic ray spectrum?” Phys. Rev. Lett. 16(1966),
748–750に，「オーマイゴッド（驚くべき）粒子」と名付けられにおける激烈な天体現象によって粒子が加速されるボトGZK限界のためにこのようなエネルギーの宇宙線
た。
G.T. Zatsepin
and V.A. Kuzmin,[19]“Upperlimit of the spectrum of cosmic rays”.
JETP Lett.
。その候補としては，宇宙ムアップシナリオである
4 (1966), 78–80は検出できないと考えられていた当時，オーマイゴッド
最大の爆発現象であるガンマ線バースト，中心に大質量粒子の検出はその名の通り宇宙線業界を震撼させる驚き
ブラックホールとジェットを持つ活動銀河核，爆発的なをあたえただろう。
星形成を起こしているスターバースト銀河，宇宙最強のまた，日本の山梨県明野村で実施された有効検出面
磁場を持つ中性子星が挙げられる。ふたつめは，標準理積 100 km2 もつ地表粒子検出器アレイを用いた Akeno
論を超えた新物理から生成されるトップダウンシナリオ
Giant Air Shower Array (AGASA) 実験で，GZK 限界
である [20]。暗黒物質や未知の素粒子からの崩壊や，初を超えて伸びるエネルギースペクトルが報告された [22]。
期宇宙の痕跡となる位相欠陥，磁気モノポール，宇宙ひ一方で，フライズアイ実験の拡張計画によって GZK 限
も，といった起源候補が考えられている。どちらのシナ界と一致する結果が報告された [23]。そして，GZK 限
リオが正しいかについて決着はついておらず，極高エネ
From wikipedia

Greisen, Zatsepin, Kuzmin (GZK) 限界（1966）
p + γCMB → Δ+ → p + π 0

15

4
154

T.T.A. Collaborationcollects t
the comm
19 km [1and char
UFU Kyoavailabili
power ofmaximumsame batin [11] c
power sy
under theSDs to av
Fig. 3We use R
higher quuse the sa
arrangemto 4 cm,the numb
length of
The mateto the PM
white poarrangem
only thematerialon the PM
scintillatoof the TA
number ohave atta
the final
TAx4 SDalready a
the TAx4
than in t
during th
The p
Carlo (Mthose alrenergy ddescribed
array onefficiency
the air-sh
TA SDs:high-ener
betweenas thosegate wid
for the T
The conv
800 m frsame maenergies
energiesby exami
We ob
and 95%57 EeV.
worse thresolutio
the perfo

Figure 2.21. Image of the Fly’s Eye I detector with mirrors mounted in steel drums and PMT
arrays [117].

The High Resolution Fly’s Eye (HiRes) experiment, which consisted of two FD
stations (HiRes-I and HiRes-II) 12.6 km apart, was operated from 1998 to 2006 at
the existing Fly’s Eye site. The goal of HiRes was to increase the aperture by an orderof magnitude above 10 EeV and to improve the reconstruction resolution [118, 119].
The HiRes telescopes achieved a factor of 7 increase in the signal-to-noise ratio byincreasing the number of PMTs observing the same field of view (FoV) with a 16
× 16 array of PMTs, and the mirror diameter from 1.5 to 2 m. HiRes-I consistedof 22 mirrors with an elevation FoV from 3◦ to 17◦ and HiRes-II consisted of 43
mirrors, providing a larger elevation FoV from 3◦ to 30◦ [119, 120]. HiRes was thefirst to observe the GZK cut-off in the cosmic ray energy spectrum, at an energy of
6 × 1019 eV [121, 122]. The observed energy spectrum shown in Figure 2.22 clearlyshows the ankle and the GZK cut-off. HiRes also made significant progress in masscomposition measurements using Xmax above 1018 eV which are consistent with aproton-dominated composition [96, 122].

図 4: フライズアイ実験の大気蛍光望遠鏡の写真と，観2.6.6 Akeno Giant Air Shower Array (AGASA)
320 EeV をもったオー
測史上最大のエネルギーである[21]
マイゴッド粒子の観測結果
The Akeno Giant Air-Shower Array (AGASA)
was。各点は光電子増倍管のlocated near the village of Akeno in

方向であり，信号を検出したものに丸を示す。点線は宇during its operation from 1990 to 2004 [123–125]. The Akeno Giant Air-Shower
Japan, and covered an area of 100 km2 , making it the largest cosmic ray observatory

Array (AGASA) consisted of 111 2.2 m scintillation detectors with a spacing of
X 軸は
宙線の到来方向と検出器が成す面を表している。
1 km. Additionally, 27 of the scintillation detector sites also contained a muon
2

方位角の余弦，Y 軸は天頂角の余弦を示している。

界の有無と宇宙線の起源を明らかにするため，地表粒子
40

Chapter 2

Ultra-High Energy Cosmic Rays

検出器アレイと大気蛍光望遠鏡という 2 種類の検出手法

で空気シャワーをハイブリッド観測するテレスコープア
レイ実験がはじまった。

4

テレスコープアレイ実験

テレスコープアレイ実験は日本，米国，韓国，台湾，

ロシア，ベルギー，チェコ，スロベニア，ポーランドの 9

カ国，約 150 名の共同研究者からなる国際共同実験である。アメリカユタ州の砂漠地帯に地表粒子検出器アレイと大気蛍光望遠鏡を設置し，宇宙線をそれらの検出器で定常観測している。各地表粒子検出器は，面積 3 m2 ，厚さ 1.2 cm の 2 層のプラスチックシンチレーターであり，それらが 1.2 km 間隔で 507 台設置されている。50 MHzの信号波形収集回路，無線 LAN 通信によるデータ送受
信機能，GPS アンテナによる時刻同期機能を持ち，ソー

ラーパネルとバッテリーによって広大な砂漠地帯でも自律稼働している。地表粒子検出器アレイの有効検出
面積は 700 km2 であり，ほぼびわ湖の面積に相当する（図 5）。図 6 にあるように，地表粒子検出器は研究者および学生らによる手作りであり，ヘリコプターを使ってFig. 1. Map of the Telescope Array (TA) site. Each red hexagon in the northeast and
図 5: corresponds
テレスコープアレイ実験の配置図。現状のテレス
southeast
to the planned location of a TAx4 surface detector (SD); thespacing of the TAx4 SDs is 2.08 km. Each blue hexagon in the west shows the location
4 倍へ拡張コープアレイ実験に加えて，有効検出面積を
of a TA SD; the spacing of these is 1.2 km. Each green hexagon shows
the location of
an SD belonging to the low-energy TALE experiment [10]. The two fan shapes drawn
TA×4
実験の配置図も示している
[25]
。
する
with black lines are the fields of view of the TAx4 fluorescence detectors (FDs). Fourtelescopes have been built in the northern Middle Drum FD station, and eight telescopesin the southern Black Rock FD station. The overlap of the locations of the SDs and the
設置する。
fieldsof view of the FDs enables SD–FD hybrid observation. (For interpretation of thereferences to color in this figure legend, the reader is referred to the web version of
地表粒子検出器アレイの上空に視野を持つように設置
this article.)

された合計 38 台の大気蛍光望遠鏡によって，晴天夜には空気シャワーからの大気蛍光を撮像している。2008 年

2. Design and performanceから現在までの 15 年以上にわたり，極高エネルギー宇The basic design of a TAx4 SD is the same as that of a TA SD [11].
宙線の定常観測を実施している。これまでの観測で得ら
The most essential component of an SD unit is a pair of plastic scinGZK
れたエネルギースペクトルは，tillatorlayers, each of 1.2 cm thickness
and限界と一致するカッ
3 m2 area. Each plastic
scintillator
layer
iscomposedofeight
plastic
scintillator sheets. The
トオフ構造が確認されている [24]。さらに，有効検出面
length, width and thickness of each sheet are 150 cm, 25 cm and積を現在の 4 倍へ拡張する TA×4 実験によって極高エ
1.2 cm, respectively. The scintillation light from each layer is col[25]。TA×4
ネルギー宇宙線の感度向上を目指している
lectedby wavelength shifting (WLS) fibers and a photomultipliertube(PMT). Coincidence signals from the two layers of scintillators are
実験は最終目標の約半分の面積に 257 台の地表粒子検出
taken to measure the single-muon peak clearly removing random noise器の設置が完了し，データ収集および解析を実施していwith
low energy from each layer for the calibration of signals. The
data[26]taken。 with the SD electronics mounted on each SD. The SD
る areelectronics consists of a motherboard, a wireless LAN modem and acharge controller. The motherboard includes electronics of readout of
signals and trigger generation and a GPS receiver. The data taken at
4.1SD areアマテラス粒子の検出
eachcollected by the host electronics at the corresponding
communication tower using 2.4 GHz wireless LAN communication.
There
are six communicationand each communication tower
現地時間
2021 年 5 月 towers,
27 日，テレスコープアレイ実験の観測史上もっとも高いエネルギーをもつ宇宙線が検出された [1]。図 7 には地表粒子検出器アレイの配置図と，各地表粒子検出器で検出された信号波形を示している。

2

15

34

T.T.A. Collaboration

Nuclear Inst. and Methods in Physics Research, A 1019 (2025collects the data from the SDs in each sub-array. The distancethe communication tower and the SD in a sub-array is sma
19 km [12]. One solar panel supplies power of all devices ofand charges a battery. We use KD150SX-UFU Kyocera or K
UFU Kyocera or DS-A18-135 DASOL solar panels depending
availability because they can supply enough power. The m
power of these solar panels is between 135 Watts and 150 W
maximum power of those used for the TA SDs is 120 Watts. W
same batteries (DCS100 C&D Technologies) as the TA SDs. Se
in [11] contains details on the electronics of the TA SDs includ
power system. Fig. 2 shows a typical TAx4 SD unit. Bird spik
under the roof, and cable-protector tubes have been added to
SDs to avoid damage caused by small animals in the field.
Fig. 3 shows a schematic view of the interior of the scintill
We use R8619 Hamamatsu PMTs [13] in the TAx4 SDs; theshigher quantum efficiency than those used in the original TA
use the same WLS fibers (Y-11 Kuraray) as the TA SDs but cha
arrangement for cost reduction: the fiber spacing is enlarged fr
to 4 cm, the length of the fibers is extended from 5 m to 6.
the number of fibers is reduced from 104 to 28 on each layer.
length of the WLS fibers is reduced by 67% from that of the TA
The material of the plastic holder of the WLS fiber bundle
to the PMT surface has also been changed from transparent awhite polyacetal resin in order to reduce losses of photons,arrangement of the fiber bundle in the holder has been modifi
only the center of the photocathode of the PMTs. The chanmaterial of the plastic holder increased the number of photons
on the PMTs by 11% [14]. As a result of the modifications insi
scintillator box, the average number of photoelectrons from tof the TAx4 SDs is similar to that of the TA SDs. The deta
number of photoelectrons are described in Section 4. For the T
have attached the PMTs at the bottom of each scintillator bo
the final assembly after the boxes arrived in Utah. In the ca
TAx4 SD, we have transported the boxes from Japan with t
already attached, which reduced the final assembly workload.
the TAx4 SD, we have attached the PMTs using more solid me
than in the case of the TA SD in order to avoid damaging t
during the transportation [15].
The performance of the TAx4 SD array was estimated usin
Carlo (MC) simulations of air showers and of detectors, s
those already done for the TA SDs [16]. Fig. 4 shows the senergy dependence of the trigger efficiency. The trigger cond
described in detail in Section 5. The simulations used a 10
array on a square grid with 2.08 km spacing, with an assum
efficiency of detectors and data acquisition. The detailed se
the air-shower simulations were the same as those in [17TA SDs: cosmic-ray protons were simulated using QGSjet-II
high-energy hadron interaction model in the region of zeni
between 0◦ and 60◦ . The detector-simulation conditions wereas those in the TA SD simulations except for the trigger condgate width for the trigger of the air showers was enlarged ffor the TA SDs to 14 μs for the TAx4 SDs considering larger
The conversion from the zenith angle and S800 (the signal d
800 m from the shower axis) to the primary energy was dosame manner as in the TA SD analysis [19]. For comparison
energies measured calorimetrically by the FDs, the calculated
energies were rescaled by 1/1.27 [19] (a factor determined em
by examining SD–FD hybrid events observed by TA).
We obtained 25% energy resolution, 2.2-degree angular reand 95% reconstruction efficiency of cosmic rays with energ
57 EeV. Both energy and angular resolution of the TAx4
worse than those of the TA SDs due to the wider spacing
resolution is good enough for the anisotropy studies. Table 1 c
the performance of the TAx4 SD with that of the TA SD.

155

Nuclear Inst. and Methods in Physics Research, A 1019 (2021) 165726

20
10
0
0
0
20
0
0
20
0
100
50
0
200
100
0
20
10
0
0
20
10
0
00
200
100
0
000
2000
0
0
20
10
0
00
200
100
0
150
100
50
0
000
2000
0
00
200
100
0
0
20
0

各検出器で計測された信号の波形情報

南北方向の距離（km）

the data from the SDs in each sub-array. The distance between
munication tower and the SD in a sub-array is smaller than12]. One solar panel supplies power of all devices of each SD
rges a battery. We use KD150SX-UFU Kyocera or KD145SXocera or DS-A18-135 DASOL solar panels depending on their
ity because they can supply enough power. The maximum
f these solar panels is between 135 Watts and 150 Watts. Them power of those used for the TA SDs is 120 Watts. We use thetteries (DCS100 C&D Technologies) as the TA SDs. Section 3.2
contains details on the electronics of the TA SDs including theirystem. Fig. 2 shows a typical TAx4 SD unit. Bird spikes, platese roof, and cable-protector tubes have been added to the TAx4
void damage caused by small animals in the field.
3 shows a schematic view of the interior of the scintillator box.
R8619 Hamamatsu PMTs [13] in the TAx4 SDs; these have auantum efficiency than those used in the original TA SDs. We
6: Kuraray)
テレスコープアレイ実験の地表粒子検出器アレイ
ame WLS fibers図(Y-11
as the TA SDs but change theirment for cost reduction:
the fiber spacing is enlarged from 2 cm Telescope Arrayの建設および設置の様子（画像提供：
the length of the fibers is extended from 5 m to 6.1 m, andCollaboration/ICRR PR Oﬃce）。
ber of fibers is reduced from 104 to 28 on each layer. The total
2021
2
10 5 5f the WLS fibers is reduced by 67% from that of the TA SD [11].
テレスコープアレイ実験
erial of the plastic holderof the WLS fiber bundle attached
地表粒子検出器アレイ
MT surface has also beenchanged from transparent acrylic toolyacetal resin in order to reduce losses of photons, and the15ment of the fiber bundle
in the holder has been modified to use
center of the photocathodeof the PMTs. The change of the10of the plastic holder increased the number of photons incident
MTs by 11% [14]. As5 a result of the modifications inside of theor box, the average0 number of photoelectrons from the PMTs
Ax4 SDs is similar to that of the TA SDs. The details of the−5of photoelectrons are described in Section 4. For the TA SD, we−10ached the PMTs at the bottom of each scintillator box duringassembly after the boxes arrived in Utah. In the case of the−15
D, we have transported the boxes from Japan with the PMTs
−20
attached, which reduced
the final assembly workload. Also, for
4 SD, we have attached−15the−10PMTs
more
0
5
10
15
20
25
−5 using
0510solid
15 metal fitting
信号の相対時間差（マイクロ秒）
the case of the TA SD in 東西方向の距離（km）
order to avoid damaging the
PMTs
he transportation [15].
performance of 図
the 7:TAx4
SD array was estimated using Monte
テレスコープアレイ実験の15 年間の観測期間でMC) simulations of air showers and of detectors, similar toready done for もっとも高いエネルギーをもつ宇宙線，アマテラス粒子
the TA SDs [16]. Fig. 4 shows the simulated
dependence of thetrigger efficiency.
[1]。 The trigger conditions areの信号波形
d in detail in Section 5. The simulations used a 10 × 10 SD
a square grid with 2.08 km spacing, with an assumed 100%
23 台もの地表粒子検出器が，マイクロ秒の時間差の中
y of detectors anddata acquisition. The detailed settings forhower simulations
were the same as those in [17] for theにおいて時間的・空間的に連続した信号を検出した。
cosmic-ray protons were simulated using QGSjet-II-03 [18]以下に，アマテラス粒子のエネルギーの推定手法につrgy hadron interaction
model in the region of zenith angles◦◦
detector-simulation conditions were the same
0 and 60 . The
いて説明する。まず，検出器ごとに得られた信号の時間
in the TA SD simulations except for the trigger condition: the差から空気シャワーの到来方向を算出する。到来方向の
dth for the trigger of the air showers was enlarged from 8 μs
TA SDs to 14 μs情報をもとに，各検出器で得られた信号の大きさを，空for the TAx4 SDs considering larger spacing.
version from the zenith angle and S800 (the signal density at気シャワーの中心軸と検出器の最短（垂直）距離の関数
rom the shower axis) to the primary energy was done in the
anner as in the で表示する。次に，これまでの研究で得られた粒子数密TA SD analysis [19]. For comparison with themeasured calorimetricallyby the FDs,
the calculated primary
度分布関数でフィットし，エネルギーの指標となる空気
were rescaled by 1/1.27 [19] (a factor determined empirically
800 m での粒子数密度 (S800 ) を算
シャワーからの距離
ining SD–FD hybrid
events observed by TA).
btained 25% energy
resolution, 2.2-degree angular resolution,
出する。最後に，シミュレーションを使って得られた粒% reconstruction efficiency of cosmic rays with energies above
子数密度と天頂角の関数としてエネルギーを算出する
Both energy and angular resolution of the TAx4 SDs are
ルックアップテーブルを用いて，到来した宇宙線のエネ
han those of the
TA SDs due to the wider spacing, but theon is good enoughfor the anisotropy studies. Table 1 compares
38.6
ルギーを計算する。アマテラス粒子では天頂角はormance of the TAx4 SD with that of the TA2 SD.
011

021

22
21

0 1

2

1 2

2

0 1

15

0 1

21

1

0 1

2

0 15

0 1

0 1

11

55 1 2

051

0

12 1

25

0 1

5

12

051

211 1

1

051

5

0

051

1 0

12

0 1

0 1

1

2

22

50

0
100
50
0
20
10
0
0
0
20
0
0
0
20
0
0
20
0

0 1

1

0 15 1

0 1

1

0

1

0 1

2

0 20

2

0 20 1

2

2

50
0
0
20
0

0 20

度，S800 は 530 粒子/m であり，エネルギーは 309 EeVと推定された。

地表粒子検出器アレイで検出される信号は，ハドロン

図 8: アマテラス粒子の検出データをもとに作成した想像図。地表粒子検出器アレイの実際の配置も考慮されており，少しずれた検出器の位置も反映されている。「映Fig. 1. Map of the Telescope Array (TA) site. Each red hexagon in the northeast andsoutheast corresponds to the planned location of a TAx4 surface detector (SD); thespacing of the TAx4 SDs is 2.08 km. Each blue hexagon in the west shows the locationof a TA SD; the spacing of these is 1.2 km. Each green hexagon shows the location of
an SD belonging to the low-energy TALE experiment [10]. The two fan shapes drawn
with black lines are the fields of view of the TAx4 fluorescence detectors (FDs). Fourtelescopes have been built in the northern Middle Drum FD station, and eight telescopesin the southern Black Rock FD station. The overlap of the locations of the SDs and thefields of view of the FDs enables SD–FD hybrid observation. (For interpretation of thereferences to color in this figure legend, the reader is referred to the web version ofthis article.)える」イラストになっており，筆者のお気に入りである/京都大学 L-INSIGHT/武重（画像提供：大阪公立大学
11
隆之介）。

2. Design and performance

The basic design of a TAx4 SD is the same as that of a TA SD [11].
相互作用モデルによって大きく依存するミューオン数のtillator layers, each of 1.2 cm thickness and 3 m area. Each plastic
100 EeV は加速器未到
影響を強く受けてしまう。また，
scintillator layer is composed of eight plastic scintillator sheets. The
The most essential component of an SD unit is a pair of plastic scin2

達のエネルギーであるために，ハドロン相互作用モデル
1.2 cm, respectively. The scintillation light from each layer is collength, width and thickness of each sheet are 150 cm, 25 cm and(PMT). Coincidence signals from the two layers of scintillators areの理解が十分に進んでいないことが予想される。一方で，taken to measure the single-muon peak clearly removing random noiselected by wavelength shifting (WLS) fibers and a photomultiplier tube

with low energy from each layer for the calibration of signals. The
地球大気を全吸収型カロリーメータとして使用している
data are taken with the SD electronics mounted on each SD. The SD
charge controller. The motherboard includes electronics of readout of
大気蛍光望遠鏡は，エネルギー決定において電磁相互作
electronics consists of a motherboard, a wireless LAN modem and aeach SD are collected by the host electronics at the corresponding
用で生成される電子や陽電子からの大気蛍光を主に検出
communication tower using 2.4 GHz wireless LAN communication.
signals and trigger generation and a GPS receiver. The data taken at

しているため，ハドロン相互作用モデルへの依存性は比There are six communication towers, and each communication tower

較的小さい。そのため，テレスコープアレイ実験では地2表粒子検出器アレイと大気蛍光望遠鏡で同時に検出された宇宙線を選び，2 つの検出器で独立に推測されたエネ

ルギーの比をあらかじめ計算している [24]。この結果得られた 1.27 という 2 つの検出器のエネルギー比を適用することで，最終的に 244 EeV というエネルギーを算出した。

アマテラス粒子の命名については，先述のオーマイ

ゴッド粒子や，2013 年ノーベル物理学賞受賞の研究対象となったヒッグス粒子がゴッド粒子と呼ばれていることから，何か神話にまつわる名前をつけたいと考えていた。その中で第一発見者が日本人だったこと，現地時間の明け方に検出されたこと，今後の拡張計画（TA×4 実験）で同程度かそれ以上のエネルギーをもつ宇宙線のさらなる検出が期待されること，そして宇宙線起源の解明へ向けた道しるべとなることを願い命名した。図 8 は，
図 7 の検出信号をもとに作成した想像図である。

4.2

発生源についての考察

図 9 は，アマテラス粒子が到来した方向を赤道座標で示している。興味深いことにアマテラス粒子が到来した方向は「局所的空洞」と呼ばれる，近傍の宇宙大規

6
156

12

JF2012 Fe
Si
C

赤経

（度）

局所的
空洞

P

Fe PT2011
Si

アマテラス粒子

銀河中心
赤緯

超銀河面

（度）

候補天体から期待される宇宙線相対量

天の川銀河面
赤道座標系

図 9: アマテラス粒子の到来方向。陽子，炭素，ケイ素，

鉄原子核を仮定した場合に，天の川銀河系内の磁場でどの方向に曲げられて到来するかを赤道座標で表している。背景のマップは近傍の候補天体が宇宙線源であると仮定し，銀河磁場の乱流成分による偏向を考慮した場合に地球で検出される宇宙線の到来方向分布の予測を示している [1]。

模構造においては天体が少ない方向から到来していたのである。式 1 の GZK 限界を思い出すと，極高エネル

ギー宇宙線は GZK 限界によって近傍 1.5 億光年からしか到来することができない。そのため既知の天体起源である場合，極高エネルギー宇宙線の到来方向は近傍の銀河がたくさん存在する超銀河面にそって分布すると考えられていた。GZK 限界内の近傍で宇宙線を極高エネ

ルギーまで加速できそうな候補天体は，10 天体ほどしか存在していない。アマテラス粒子の到来方向の近くには PKS 1717+177 という活動銀河核があるが，この天体までの距離は GZK 限界の 1.5 億光年よりもはるかに

遠い約 20 億光年である。式 1 の相互作用がこのエネル

ギー領域で破れていない限りは，この天体で加速された

244 EeV の宇宙線は地球に到来できない。GZK 限界に

よってエネルギーを大きく失うことは，発生源の特定において候補天体が近傍に限られるという大きな利点になっているのだ。

図 9 の背景のマップは，宇宙大規模構造に従って宇宙線の発生源が分布し，アマテラス粒子が考えうるもっとも重い鉄原子核と仮定した場合，天の川銀河の磁場の乱流成分でどれくらい広がって地球に到来するかを示している。すなわち，カタログに載っているすべての天体が244 EeV のエネルギーの鉄原子核の発生源であるボトム

アップシナリオが正しいときに，地球で検出される極高エネルギー宇宙線の到来方向分布を表している。

図 9 には天の川銀河の磁場モデルを考慮すると，真の到来方向からどれくらい曲げられるかについても記載している。陽子の場合はほとんど曲げられないが，鉄原子核の場合は天の川銀河面に近いため大きく曲げられてしまう。また，2 種類の磁場モデル (JF2012，PT2011) による結果を示しているが，モデル間での違いが非常に大きいことがうかがえる。JF2012 のモデルと鉄原子核を仮定すれば，近傍で星形成が活発な花火銀河 (NGC 6946)から到来したと考えられるが，その銀河では宇宙線を100 EeV 以上に加速できるような兆候は今のところ見られていない。さらにアマテラス粒子は，2014 年に報告されたホットスポットと呼ばれる 57 EeV 以上の宇宙線の過剰の方向 [27] や，1991 年のオーマイゴッド粒子の到来方向とも異なる方向から到来していた。ブラックホー
ルシャドウの直接撮像 [28] で有名になったおとめ座銀河団にある楕円銀河 (M87) とも異なる方向であり，現在考えられている有力な候補天体からは到来していないのである。

極高エネルギー宇宙線は宇宙磁場で曲げられにくいとはいえ，光・ニュートリノ・重力波に比べると到着時間が遅れてしまう。天体への距離にもよるが，系外天体である場合は 1 万年から 100 万年ほど遅れてしまう。そのため，過去にあったガンマ線バーストや潮汐破壊といった突発現象で加速され，現在は何も痕跡が残っていない
ことも十分考えられる。ただその天体現象も天体が少ない局所的空洞の方向で起こるのではなく，天体が多く存在する超銀河面にそって起こることが予測される。

アマテラス粒子の発生源の他の候補としては，天体

起源ではなく標準理論を超えた新物理，すなわちトップ
ダウンシナリオが考えられる。暗黒物質や未知の素粒子の崩壊や初期宇宙の位相欠陥といった新物理起源であれば，近傍天体との相関はなくても問題はない。もしかすると，光を発しない「なにか」で宇宙線が加速される「暗黒加速器」が起源なのかもしれない。いずれにせよ，

1 粒子のみの検出では不十分であり，さらなる極高エネ

ルギー宇宙線の観測および将来計画の実現が必要不可欠
である。

5

今後の展望

テレスコープアレイ実験の 15 年間の観測で，200 EeV

を超える宇宙線はこのアマテラス粒子のたった 1 粒子だった。テレスコープアレイ実験では，現在 TA×4 計画という有効検出面積を 4 倍に広げる計画が進んでいる [25]。

TA×4 実験が完成すれば，15 年かかってようやく検出

したエネルギーの宇宙線が，約 4 年で検出されることが期待できる。アマテラス粒子を超えるエネルギーをもった宇宙線の検出も十分期待できる。また現在テレスコー

プアレイ実験では，機械学習を使ってこのアマテラス粒
子の粒子種識別の解析を鋭意進めている。到来した宇宙線の粒子種がわかり，発生源を特定できれば，不定性の大きい天の川銀河の磁場の強さや構造を大幅に制限できるだろう。

南半球で稼働中のピエールオージェ観測所との共同研究も重要となる。ピエールオージェ観測所は 3000 km2

7
157

14

b

天の川銀河面Equatorial

赤道座標系

(deg)
（度）

ICRC 2023
Preliminary

G.P.
M82

NGC6946

30

赤経
R.A.

90

60

Mrk501

IC342

NGC1275/IC310

M51

300

240

G.C.
-30

180

M83
CenA
NGC4945

赤緯Dec. (deg)

（度）

-60
-90

120

60

NGC1068

0NGC253

S.G.P.
超銀河面○ TA□ Augerl

図 10: テレスコープアレイ実験とピエールオージェ観

測所によって観測された 100 EeV 以上の宇宙線の到来

方向を赤道座標で示す [7]。実線は銀河面，破線は超銀河面を示している。候補天体と考えられている近傍の活動銀河核や星形成が活発な銀河は，菱形や星で表している。この中で最大のエネルギーをもつ宇宙線（アマテラス粒子）は赤経 256 度，赤緯 16 度の方向から到来した。
の有効検出面積を持ち，2004 年から宇宙線の定常観測を続けている。筆者は 2013 年からピエールオージェ観
測所にも所属し，両実験をつなぐ架け橋として研究を続けている。図 10 は，テレスコープアレイ実験の 15 年
間とピエールオージェ観測所の 17 年間の定常観測で検出された 100 EeV 以上の宇宙線の到来方向を示している [7]。アマテラス粒子の到来方向には 100 EeV 以上の宇宙線の集中は見られず，また超銀河面という近傍の候補天体が多く集まっている方向からも集中は見られない。50 年前の予測では，おとめ座銀河団にある M87 が極高エネルギーまで宇宙線を加速している最有力候補とされていたが，その方向から 100 EeV 以上の宇宙線は確認されておらず，これを “Virgo scandal” と呼ぶ研究者もいる。また，“Muon puzzle” と呼ばれる極高エネル

ギー宇宙線から生成される空気シャワー中のミューオン数とシミュレーション結果との不一致 [29] など，予想外の研究成果が報告されている。

これらの問題解決へ向けてテレスコープアレイ実験とピエールオージェ観測所は，ライバル関係を越えたワー
キンググループを作り，相互理解のためのデータ交換や解析手法についての議論を進めている。到来方向異方
性 [30] に加えて，エネルギースペクトル [31]，質量組

成 [32]，ハドロン相互作用モデル [29] のグループがあり，お互いの実験結果についての整理・検証が実施されている。また，テレスコープアレイ実験サイトにピエールオージェ観測所の水チェレンコフ検出器を設置し，到来する宇宙線を両実験の地表粒子検出器で捕える試み [33]や，低コスト型の新型大気蛍光望遠鏡を両サイトに設置
して宇宙線を検出し，相互比較する実験 [34] が進められている。

レイ実験とピエールオージェ観測所の枠組みを越えて，世界でひとつの極高エネルギー宇宙線国際共同観測実験(Global Cosmic ray Observatory, GCOS) へ向けた構想

Mrk421
NGC4631
M87

360

い感度を実現する将来計画へ向けて，テレスコープア

さらに，現在稼働中の宇宙線検出器よりも一桁大きを立てはじめている [35]。GCOS では 40,000 km2 の有効検出面積を実現し，粒子種識別能力の高精度化によって極高エネルギー宇宙線の起源の解明，次世代天文学の開拓を目指している。起源方向が明らかにできれば，電波・赤外線・可視光・紫外線・X 線・ガンマ線といった多波長観測に，ニュートリノと重力波を加えたマルチメッ
センジャー天文学を組み合わせ，天与の加速器の理解に大きな変革・転換がもたらされるだろう。

まとめ

6

テレスコープアレイ実験は有効検出面積 700 km2 をもつ北半球最大の極高エネルギー宇宙線観測装置であり，宇宙線の起源解明を目指して 2008 年から観測を継続している。2021 年 5 月 27 日，史上 2 番目のエネルギーをもった 244 ± 29 (stat.) +51−76 (syst.) EeV の宇宙線が検出された。1991 年に検出された観測史上最大のエネルギーであるオーマイゴッド粒子とは誤差の範囲内で一致しており，アマテラス粒子と名付けられた。興味深いことに，
アマテラス粒子の到来方向は局所的空洞という，近傍の宇宙大規模構造では有力な起源候補天体が少ない方向から到来していた。過去に起きた突発現象か，予想よりも強い磁場か，もしくは新物理起源かなどいくつかの可能性が考えれられるが，これまでの研究では明らかになっていない。今後，テレスコープアレイ実験および進行中の TA×4 実験，さらには将来計画によって極高エネル

ギー宇宙線の検出事象数が増え，天与の加速器の正体に迫ることが期待されている。

謝辞

本稿を執筆する機会を与えていただいた堀井泰之氏

および高エネルギーニュース編集委員の皆さまに深くお礼申し上げます。なお本成果はテレスコープアレイ実験に携わった共同研究者全員の研究成果になります。この場をお借りして，共同研究者の方々に深く感謝申し上げます。

本研究は，文部科学省 科学研究費重点領域研究

431，日本学術振興会 科学研究費助成事業，特別推

進研究 JP21000002，同 JP15H05693，基盤研究 (S)JP19104006，同 JP15H05741，同 JP19H05607，基盤研
究 (A) JP18H03705，若手研究 (A) JPH26707011，国際共同研究強化 (B) JP19KK0074，アメリカ国立科学財団，韓国国立研究財団，ロシア科学アカデミー，Belgian

8158

Science Policy IUAP (ULB)，東京大学宇宙線研究所 共
同利用研究プロジェクト，RIKEN Pioneering Project:
Evolution of Matter in the Universe (r-EMU) の助成を受けたものです。

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