Transcript テレスコープアレイ計画54 - 垣本研究室

Telescope Array Project
テレスコープアレイ計画５４：
望遠鏡と地上アレイによるハイブリッド観測
Ｔｅｌｅｓｃｏｐｅ Ａｒｒａｙ Ｃｏｌｌａｂｏｒａｔｉｏｎ
東京工業大学 理工学研究科 基礎物理学専攻 荻尾 彰一
2003/03/29
日本物理学会第５８回年会
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Telescope Array Project
ＡＧＡＳＡによる観測：エネルギースペクトル
ＧＺＫ限界を超える高エネルギー宇宙線を観測
１０年間 期待値１．６事象
（均一な宇宙線源分布を仮定）
観測１０事象 ４．０σ
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ＡＧＡＳＡとＨｉＲｅｓの観測結果
ＡＧＡＳＡ
ＧＺＫ限界を超える高エネルギー宇宙線を観測
１０年間 期待値１．６事象
（均一な宇宙線源分布を仮定）
観測１０事象 ４．０σ
ＨｉＲｅｓ
●ＨｉＲｅｓ－Ⅰ Ｍｏｎｏ
■ＨｉＲｅｓ－Ⅱ Ｍｏｎｏ
１０２０ｅＶ以上２事象（１９９８年以来）
宇宙線強度： １０１９．６ｅＶ以下でもＡＧＡＳＡ
の１／２
▼ＡＧＡＳＡ
ＡＧＡＳＡに比べエネルギーが系統的に低い（単眼観
測、散乱補正など）
エネルギー決定の系統誤差
ＡＧＡＳＡ： １８％
ＨｉＲｅｓ： ２１％
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ハイブリッド検出法による同時観測の重要性
地表アレイ法
大気蛍光法
•粒子数の横方向分布
•縦方向発達
•地表での総粒子数
•カロリメトリックなエネル
ギー推定
•粒子種によるエネルギー
推定の系統誤差
•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
•地表でのシャワーサイズから縦方向発達曲線のスケール補正
•大気蛍光の補正を高精度化
•横方向分布からのエネルギー推定法の実験的評価
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ハイブリッド観測装置：ＴＡ ｐｈａｓｅ－Ⅰ
大気蛍光望遠鏡
３ステーション 全４０台
直径３ｍ合成鏡、２５６ＰＭＴカメラ
方位角１２０°、仰角３°－３４°
４０ｋｍ間隔
地表アレイ
シンチレーション検出器 ５７６台
厚さ１ｃｍ、面積３ｍ２、１．２ｋｍ間
エネルギー下限 １０１８．５ｅＶ
ＦＡＤＣの利用
到来方向決定精度 １．０°
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大気蛍光望遠鏡
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口径：３ｍ、１８枚の球面鏡の合成
仰角：１０．５°（上）、２２．５°（下）
視野：１８°×１５．５°
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ＨｅｘｇｏｎａｌＰＭＴ（６０ｍｍ）
×２５６
ＦＯＶ： １８°×１５．５°
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ＢＧ３フィルター
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ＰＭＴの絶対光量較正（絶対光量光源装置）
箱内：窒素ガス充填
Photodiode
power-meter
N2 laser
PMT-2
Pyro-electric
power-meter
Rayleigh
scattering
窒素レーザー（パワー測定）
＋
レーリー散乱（計算）
＝絶対光量光源
PMT-1
量子効率＋収集効率
by 桜井 ＆ Wiencke
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ＰＭＴの絶対光量較正（Ｑ．Ｅ．＋Ｃ．Ｅ．測定）
single phtoelectron peak
・ ＰＭＴに入射する光子数
Nph = 0.50 ± 0.03 / laser shot
・ ＰＭＴで検出された光電子数
( pulse height > 1 / 3 of 1 p.e.
peak )
Npe = 0.093 ± 0.01 / laser shot
Q.E.×C.E ＝0.19±0.02
0.260
0.74
Q.E.×C.E.= 0.19±0.03
浜松ホトニクスのデータシート
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レーザーを用いた大気モニター法
Back Scattering.：
Relative meas. and diff. picture.
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Side Scattering：
Abs. meas. and Integral picture
Extinction in Akeno
0.04 ± 0.02(SYS) ± 0.001(STAT)
Vertical Mie att. in Utah ＝ ４％
Rayleigh
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Rayleigh
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大気モニター装置の配置
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３つの望遠鏡ステー
ションと１つのライ
ダーステーションと中
心にレーザーステー
ション
4th Lidar Station
系統誤差１０％以下
を目標とする
Backscatt. Lidar
（within 20 km）
VAOD by Vertical Shot
（sandwiched by 2 stations ）
Laser Station
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期待される装置感度、観測事象数
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装置感度
相対
角度
年間事象数
（ｋｍ２ｓｒ）
感度
分解能
＞１０１９ｅＶ
ＡＧＡＳＡ
＞１０２０ｅＶ
１６２
＝１
１．６°
１００
１
１３７１
８．５
１．０°
７００
９
大気蛍光望遠鏡＊
６７０
４．１
０．６°
３００
４
同時観測＊＊
１６５
１．０
０．４°
８０
１
地表アレイ
＊観測時間効率１０％と仮定
＊＊同１２％と仮定
エネルギースペクトル：ｓｕｐｅｒ ＧＺＫ事象
ＡＧＡＳＡ １０年
ＴＡ－Ⅰ ３年
観測数
期待値（ＧＺＫカットオフ）
有意性
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１０
３５．３
１．６
５．６
４．０σ
８．３σ
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Systematic Error of Energy Measurement
For a Typical
Fluorescence Detector
10% Fluorescence Efficiency
5%
10%
10%
6%
Atmospheric Corr.: Rayleigh
Atmospheric Corr. : Mie
Telescope Calibration
Reconstruction
5% Missing Energy (μνetc.)
20% Ｑｕａｄｒａｔｉｃ Ｓｕｍ
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同時観測による系統誤差の圧縮
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•地表でのシャワーサイズを用いた縦方向発達曲線の補正
•到来方向、コアポジションの補正
エネルギー決定
縦方向発達曲線決定
シミュレーション
•エネルギー １０１９、１０２０、１０２１ｅＶ
各２００イベント
•インパクトパラメーター Ｒｐ＜１０ｋｍ
•天頂角 ＜６０°
•地表アレイによるサイズ決定精度 １０％
今回のシミュレーションでは、系統誤差の原因をＭｉｅ散乱に負わせる
シミュレーション：減衰長２０ｋｍ、
スケール高１２００ｍ
解析： 減衰長２０ｋｍ、
スケール高４００ｍ、２０００ｍ
－２０％、＋２０％の系統誤差
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１０２０ｅＶ
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縦方向発達曲線の地表シャワーサイズによる補正
Ｅ＝１０２０ｅＶ
４００ｍ
２０００ｍ
Neア(X地上) / Ne望(X地上)
補正前
補正後
補正なし
補正あり
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縦方向発達曲線の地表シャワーサイズによる補正
Ｍｉｅ散乱スケール高
補正なし
（１２００
ｍ）
１０１９ｅＶ
１０２０ｅＶ
１０２１ｅＶ
地表サイズで補正
４００ｍ
－９．５±６．０％
＋１４．９±１６．７％
２０００ｍ
＋２１．７±６．０％
－４．１±１２．５％
４００ｍ
－１３．９±６．３％
＋１０．１±１８．４％
２０００ｍ
＋２１．２±４．８％
＋４．８±１３．１％
４００ｍ
－１７．７±６．８％
＋８．６±１７．１％
２０００ｍ
＋２１．８±５．８％
＋２．９±１１．７％
１０％以下の系統誤差（補正が効き過ぎ）
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まとめ
エネルギースペクトルの高精度測定
ＡＧＡＳＡとＨｉＲｅｓの不一致
エネルギー決定の系統誤差の圧縮
粒子組成測定、点源探索
空気シャワーの縦方向発達の高精度観測
高い角度分解能
•地表でのシャワーサイズから縦方向発達曲線のスケール補正
•大気蛍光の補正を高精度化
•横方向分布からのエネルギー推定法の実験的評価
•幾何学的シャワー再構成の補正
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まとめ
ＡＧＡＳＡの成果を継承し、ｓｕｐｅｒ－ＧＺＫ宇宙線の存在を確立する
ハイブリッド検出器による高精度観測
• エネルギースペクトルの高精度測定
• 粒子組成測定
• 点源探索
粒子線天文学の開拓
宇宙開闢の素粒子物理
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最高エネルギー宇宙線源の同定
EHE
Yes
Gamma rays
Components?
No
Cosmic Rays
Galactic Center?
Point sources?
Supergalactic plane?
Strong
Normal
Magnetic Galaxies
Field
Astrophysics
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GRBs
Particle Physics
Cosmology
Astrophysical Relic
Counterparts? Particles
T.D.
EHE
neutrinos
AGNs
ＮＳ
Correlation?
ν---γ
AGN ν
Fe
EHE ν
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共同研究者：
井上直也H、内堀幸夫P、大岡秀行L、大盛信晴F、荻尾彰一、垣本史雄、賀来純一D、
笠原克昌I、門多顕司Q、河合秀幸K、川上三郎B、川隅典雄R、木谷誠、小井辰巳P、
榊直人S、坂田通徳G、櫻井信之L、篠野雅彦M、篠崎健児L、下平英明L、竹田成宏S、
田中公一N、田中真伸E、千川道幸D、手嶋政廣L、鳥居礼子L、永野元彦O、中村亨F、
橋本勝巳R、林嘉夫B、林田直明L、日比野欣也C、福島正己L、藤井啓文E、本田健R、
間瀬圭一L、松田武E、宗像一起J、安田仲宏P、吉井尚A、吉越貴紀B、吉田滋K
所属機関：
東工大理、愛媛大理A、大阪市大理B、神奈川大工C、近畿大理工D、高エ研E、
高知大理F、甲南大理G、埼大理H、芝浦工大システム工I、信州大理J、千葉大理K、
東大宇宙線研L、通総研M、広島市大情報N、福井工大応用理化O、放医研P、
武蔵工大工Q、山梨大工R、理研S
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ＡＧＡＳＡによる観測：到来方向分布
同一の点（２．５°以内）から
２つ以上の宇宙線が到来す
る事象
５ ｄｏｕｂｌｅｔｓ、１ ｔｒｉｐｌｅｔ
●Ｅ>１０１９．６ｅＶ
銀河面とは無相関
■Ｅ>１０２０ｅＶ
１０１９．６ｅＶ（５９事象）の任意
の２事象の離角分布
E > 10 19.6 eV
点源からの到来
E > 10 19 eV
点源の存在を示唆
（５σ有意性）
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GZK Cutoff; Yes or No?
Log ( FLUX x E3)
If we shift AGASA
Energy by －１９％
if AGASA
X 10 statistics
AGASA
11 Years
Log（ENERGY［eV］）
Observed
10
5
50
Expected
1.6
1.0
10
4.0σ
2.6σ
C.L.
~16σ
GZKcutoff excluded at
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TA Hardware Development
Telescope：Telescope
３ｍΦ Array
Spherical
Project
Mirror
Electronics：
２００ ns continuous ADC
＋
Signal recognition
by software
Imaging Camera：１６Ｘ１６ PMT Array
Shower Image
1 0x 1 0
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FoV/PMT
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Calorimetry by Fluorescence Telescope
Detector
Array Project
2. Atmospheric
Correction
Loss of
Photons
1. Scintillation
Efficiency
From DE to # of
Photons
3. Telescope Parameters
From # of Photons to ADC
ch.
Stereo observation to
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determine geometry (distance)
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3 Fold Stereo Meas. 1st advantage
①
②
３ sets of Geometry Det.
＋
Geometry only：
No effect from
atmospheric correction
③
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Telescope
nd Array Project
3 Fold Stereo Meas. 2
①
②
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advantage
３ independent energy
meas.
（60% of total events）
③
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Estimate of Systematics
・ Atmosph. Clarity
・ Cherenkov Light
・ ground array
・ etc.etc..
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エネルギー決定の系統誤差の要因
•大気蛍光発光量、波長スペクトル
•大気中での光のＲａｙｌｅｉｇｈ散乱、Ｍｉｅ散乱
•鏡面反射率、フィルターの透過率、ＰＭＴの量子効率とその非一様性
•幾何学的シャワー再構成
•シャワー粒子のエネルギー損失率、その他
今回のシミュレーションでは、系統誤差の原因をＭｉｅ散乱に負わせる
シミュレーション：減衰長２０ｋｍ、
スケール高１２００ｍ
解析： 減衰長２０ｋｍ、
スケール高４００ｍ、２０００ｍ
－２０％、＋２０％の系統誤差
１０２０ｅＶ
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期待される結果：エネルギースペクトル、点源観測
エネルギースペクトル：ｓｕｐｅｒ ＧＺＫ事象
ＡＧＡＳＡ １０年
ＴＡ－Ⅰ ３年
観測数
期待値（ＧＺＫカットオフ）
有意性
点源観測：ｄｏｕｂｌｅｔ事象
角度
分解能
１０
３５．３
１．６
５．６
４．０σ
８．３σ
ｄｏｕｂｌｅｔ数（３年、＞１０１９．６ｅＶ）
信号
有意性
ノイズ
ＡＧＡＳＡ
１．６°
８
１．６
２．２×１０－４
地表アレイ
１．０°
２０．３
１．６
１．２×１０－１５
大気蛍光望遠鏡＊
０．６°
９．９
０．３
３．３×１０－１３
同時観測＊＊
０．４°
８．０
０．１
２．２×１０－１４
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