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えりかつねざき
5 years ago
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1 超高エネルギー宇宙線観測分野 : 実験のレビュー第 3 回 CRC town meeting 2012 年 6 月 30 日東工大西 3 号館 W331 室東大宇宙線研福島正己 1

2 内容実験 : TA and Auger (AGASA, HiRes, Yakutsk) スペクトラムの測定質量組成異方性現状のまとめと課題電波観測の R&D: MHz, GHz ( 山本常夏さん ) 将来計画 : Ground and Space 2

3 FD Fluorescence Detector 1.5 o pixel (256 PMTs) 1 o pixel 3

4 Auger SD Surface Detector S=10m 2, h=1.2m Water Tank TA S=3m 2, t=1.2cm Plastic Scint. 2-layer 4

5 SD と FD の同時観測 FD SD 5

6 6

7 507 Plastic Scintillators, (a la AGASA) 1.2 km spacing, ~700km 2 3 x 12 (or14) telescopes 7

8 Beautiful SD Event TA 8

9 Beautiful FD Event TA 9

10 UHECR 2012 at CERN, 2012/02/13-16 ~230 participants 以下の資料の多くはこのシンポによる UHECR 2010 ( 名古屋 ) の follow-up UHECR で何が判ったのか? HiRes / Auger / TA 測定の現状と課題将来計画 5 working groups formed from all exps. 10

11 1 Y. Tsunesada WG members 2 質量組成 3 異方性 4 ν, γ 検出 J. Alvarez-Muniz, G.I.Rubtsov, M.Risse, B.T.Stokes 5 MC: シャワーモデル 6 Future Project wg: シンポの後に結成 JEM / EUSO も参加活動はこれから 11

12 Energy Spectrum 12

13 wg report 13

14 Break Point Energy and Power Index (Before energy rescaling) ~3.3 ~2.7 ~ /06/30 CRC town meeting loge 東工大 = 18.7 loge =

15 GZK & Models 注意! ~ GZK(p:CMB) Many types of GZK (p Fe : CMB & EBL, γ g, E max, m, z max, Etr, ) and other models. 15

16 HiRes E 1/2 の値はソースでのベキ (γg) や cosmological evol. (m) によらない (Berezinsky et al.) 16

17 TA (proton) Dip Model E max proton Galactic Iron? Extra-galactic Proton Extra-gal. Iron?? nd Knee? 17

18 Auger (All Proton) 注意! γp e + e - p GZK(p:CMB) γp Δ(πN) p Proton 加速限界加速限界 Emax = 7 x ev 18

19 Mixed Composition Model (Low Energy CR composition at the source ) Auger GZK(Fe:CMB) CMB による鉄の光分解 Mixed composition with heavy component over-weight (Allard, 2011) 19

20 スペクトルのまとめ 1) 全ての実験のスペクトルは ev 以下で良く合う (E-scale を合わせたあと ) 2) Dip and Suppression(cutoff) が HiRes, Auger and TA で確認された 3) カットオフは陽子あるいは鉄の CMB との反応 (GZK ) として矛盾はない 3) AGASA の延伸スペクトル (super GZK) は再現しなかった *1) カットオフの値と形状は Auger と TA/HiRes で異なる ( ただし系統誤差内 ) *2) 背後にある物理過程 ( GZK-p, GZK-Fe, 加速限界など ) を突きとめるためにエネルギー尺度線型性質量組成の理解が重要注意 : 以上各実験の公式見解 (publication) とは異なるかも知れない 20

21 Determination of Energy 21

22 データ解析の違い Spectrum and Anisotropy 地表アレイ (SD) のデータを使う Auger : S(1000m) + CIC >>> S 38 TA : S(800m) + AirShower MC >>> E SD エネルギーは望遠鏡 (FD) に合うように補正補正には hybrid data(sd + FD) を使う S 38 vs E FD, E SD vs E FD scatter plot を使って補正 Composition 望遠鏡 (FD) データを使う Auger : Hybrid Data Strong Acceptance Cut HiRes, TA : Stereo FD Data Weak Acceptance Cut 22

23 天頂角依存性の補正 Auger TA Θ = 38 o 天頂角依存性を Constant Integral Intensity Cut (CIC) で補正天頂角とエネルギーに対する依存性を空気シャワー MC で補正 23

24 アレイエネルギーの較正 ( ハイブリッドイベント (SD FD 同時観測 ) を使う ) Auger TA E FD = a x S E FD = E SD / 1.27 PRL 101(2008)

25 3 1 2 FD Energy Scale の系統誤差 4 各誤差は ~10% だが実験的に評価できる 4 イベント再構成 1 蛍光効率 2 大気透明度 3 測定器較正 4 ( 地中への μ, ν を含む 25 )

26 発光効率 337nm) スペクトル圧力温湿度依存性, などの標準化を目指している 26

27 1 蛍光効率と 3 測定器の一括絶対較正 27

28 Auger Atmospheric Monitoring 28

29 TA LIDAR 29

30 Particle Composition 30

31 Composition QGSJET-II Auger <Xmax> Δ Xmax HiRes TA (Data の直接比較は不可 ) リンゴと蜜柑の比較 : <Xmax> Auger (hybrid): Reconst. bias is corrected. no acceptance bias. HiRes, TA (stereo FD): Both biases are included. ΔXmax Auger: RMS, det. resol. subtracted. HiRes: 31 Trunc. Gauss fit, resol. incl..

32 Xmax Distributions (Auger) Lg(E) ~ Lg(E) ~ Lg(E) ~ 19.1 Lg(E) >

33 Xmax Distributions (HiRes) Proton MC & data Lg(E) ~ 18.3 Proton MC & data Lg(E) ~ 19.3 Iron MC & data Lg(E) ~ 18.3 Iron MC & data Lg(E) ~

34 質量組成 wg のチェック HiRes, Auger, TA の Xmax データとデータ解析をチェックした 1. 時間変動があるか 2. シャワーの傾き (vertical or inclined) に依存するか 3. アクセプタンスカットの強弱によるか 4. データと MC の一致は良いか 5. Energy scale の違いを補正して見る等々違いはデータ解析法にはよらない違いは Xmax 測定の系統誤差 (quoted sys. error) では説明できない質量組成の確認には <Xmax> と Δxmax が重要 ( 他の parameter は二義的 ) 北半球と南半球の組成が異なるのか? 現在のデータから決定的な事は言えない北半球は統計不足 * シンポジウムの後 Auger TA 間で大気データの交換データ解析プログラムの公開交換 MCイベントの交換などの検討が始まっている 34

35 Anisotropy 35

36 1 2 3 z < E > 57 EeV (75 Mpc) ( ev) Auger Science publication 以降は完全にランダムと一致する TA Isotropy からの偶然相関の確率 44% Corr. 11/25 P=

37 Auger TA 57EeV 以上 57EeV 以上 AGN 相関のエネルギー領域 37

38 Auger: Cen A からの離角分布 TA: 自己相関の離角分布 E > 10 EeV E > 40 EeV E > 57 EeV 38

39 Summary and Prospects 39

40 最高エネルギー宇宙線観測 : 何が判ったか Auger, TA のハイブリッド観測で観測情報が大きく向上し測定の信頼度があがった統計は 1 桁ふえたエネルギー測定の基準は望遠鏡エネルギースペクトルに dip and cutoff の構造を確認した観測方法によらない Cutoff は極高宇宙線と CMB の相互作用で生じたと考えて矛盾なし (p or Fe) ev の質量組成を測定した HiRes (proton) と Auger (p Fe) で異なる TA の予備的データは proton 質量組成のデータデータ解析法に明らかな問題は見られない質量組成が北半球と南半球で異なるのか異方性 (large or small scale) 天体との相関について確立したものはない Auger の AGN 相関はランダムから ~3σ の有意度となった ( 南半球 ) 北半球では ~2σ 以下空気シャワー生成の理解が不十分 (E FD = E SD /1.27, muon 数 x ~2 excess, ) 40

41 物理のモデル -1 Dip Model TA spectrum CMB による電子陽電子対生成 CMB による π の光生成 ev は系外からの陽子 GZK(p) Cutoff + Pair Production Dip GZK 内の発生源が見えるはず加速源のベキ cosmological evol. (m), 銀河系内外磁場などの情報が得られる相対論の検証さらに粒子線天文学の可能性? GZK neutrino が検出可能レベル Proton 加速限界 > ~ ev 41

42 物理のモデル - 2 Auger based Model Auger spectrum 銀河系外の陽子 Emax ~ 4 x ev 鉄 Emax ~ ev GZK(Fe) Cutoff + proton Emax Dip 発生源は見えないだろう GZK neutrino なし (EBL neutrino?) CMB による鉄の光分解 Titled as disappointing model in Brezinsky, Aloisio & Gazizov paper. p 加速限界 Fe 加速限界 42

43 見通し Dip model できれいに説明できるから正しいとは言えないもちろん disappointing だから正しくないとは言えない何が正しいかは観測が決めるべき北半球と南半球で underlying physics が違うのは困るしかし解決の手がかりは沢山ある ev 領域の質量組成 (<Xmax>, ΔXmax) カットオフのエネルギーカットオフの形異方性天体や大規模構造との相関遷移エネルギー ( 系内系外 ) の決定 (10 17 ev 領域の測定 ) GZK ニュートリノの検出 (IceCube) 実験間の協力と競争問題解決への意気込みなど正しい答えはまもなく見つかるはず Be patient, be prepared. 43

44 Where are we now? 1. What is UHECRs? 2. Where are they born and how? 3. How do they arrive on Earth? 4. How are they observed? 5. Underlying Basic Physics. 6. Discovery of unknown Nature? Remarkable advances in last 10 years. We are about to answer Questions. Better and Larger detector wanted. 44

45 Problem #1: 起源の問題なぜソースが見えないのかなぜこれほど uniform / isotropic なのかわからない南北問題を超えてこの素朴な疑問にチャレンジしたい 45

46 Detection of Radio Signal from UHECR, R&D 46

マイクロ波による超高エネルギー宇宙線観測 1. 通信機器の普及によって比較的安価で高性能化ができる 2. 空気シャワー全体からの放射を測定でき化学組成を含めた測定も可能か? 3. 歴史的にいろいろな測定方法が提案され研究されてきた現在もっとも活発に研究は下の5つ 4.

47 マイクロ波による超高エネルギー宇宙線観測 1. 通信機器の普及によって比較的安価で高性能化ができる 2. 空気シャワー全体からの放射を測定でき化学組成を含めた測定も可能か? 3. 歴史的にいろいろな測定方法が提案され研究されてきた現在もっとも活発に研究は下の5つ 4. ここ数年で急速に発達している数 ev 自由電子 1 大気分子制動放射 e+ 2 チェレンコフ放射 ( 電波領域までスペクトルが伸びているかもしれない ) e- 3 地球磁場によるシンクロトロン放射 4 Askaryan 効果による高エネルギーニュートリノ検出 5 前方散乱レーダーでのエコー検出 47

のアンテナを高密度で並べた Station を複数の国に配置している電波強度の詳細な横方向分布を測定

48 Geo-Synchrotron 放射による MHz 帯マイクロ波検出歴史的に東工大で詳細な研究がされている AERA( アェラ ):Auger 観測所の中にアンテナを設置しスーパーハイブリット観測を実施 LOFAR:30-240MHz のアンテナを高密度で並べた Station を複数の国に配置している電波強度の詳細な横方向分布を測定この分布はシャワー全体の放射 LOPES:KASKADE の中にアンテナを展開電波観測でエネルギーを測定できることを証明した 48

49 大気分子制動輻射 (MBR, GHz) の検出 1 100% duty cycle の大気蛍光観測の可能性 CROME:KASKADE の中に BS アンテナを設置パラボラによりシャワーイメージを撮像しようとしている 1 年間の観測で 20events の信号を検出全て前方放射のみで等方的な放射は検出できていないチェレンコフ放射を検出している可能性 49

GHz 14EeV, 天頂角 30 度, Core Distance 140m core に近いアンテナのみ上の信号を検出

50 EASIER: Auger の SD 水タンクにアンテナを取り付けている 3 つある PMT のうち 1 つの High Gain チャンネルに信号を入れているこれにより少なくとも検出器のダイナミックレンジを上げることができる大気分子制動輻射の検出 2 SD GHz 14EeV, 天頂角 30 度, Core Distance 140m core に近いアンテナのみ上の信号を検出等方放射は検出されなかった電子ビームを使った実験ではMBR 等方放射が確認されている空気シャワーからの放射が検出可能なレベルかどうかはまだ結論が出ていない 50

51 TARA: forward RADAR in Utah 20 kw 発振へ 51

52 Future Plans 52

53 将来計画 Ground and Space 1. ~1,000 events, E > ev, ~ 40 x 10 3 km 2 3. 国際協力 Next Generation G. Detector 地表アレイ with μ -ID hybrid 蛍光望遠鏡 and/or 電波観測 JEM/EUSO 宇宙からの蛍光観測 max. info. from UHE event ~ 北半球 Particle Physics capability ~100 M Euro ( 欧日米 ) max. coverage at UHE 南北 uniform sampling Astrophysics space funding 53

空気シャワー観測の歴史 1912 Cosmic Ray (V.Hess) 1938 Air Shower (P.

Linsley) 蛍光観測の提案 ( 菅, A.Chudakov) 1966 GZK prediction 蛍光検出器 (K.

Satellite Observ. Idea (J.Linsley) 1994 GZK cutoff?

54 空気シャワー観測の歴史 1912 Cosmic Ray (V.Hess) 1938 Air Shower (P.Auger) 1956 核研 AS アレイ ( 小田 ) 1961 Extra-galactic CR (B.Rossi) ev CR (J.Linsley) 蛍光観測の提案 ( 菅, A.Chudakov) 1966 GZK prediction 蛍光検出器 (K.Greisen@Cornel) 1968 蛍光イベント初観測 ( 堂平 ) 1976 Fly s Eye proto (Utah group) 1979 Satellite Observ. Idea (J.Linsley) 1994 GZK cutoff? by FE EUSO concept ( 高橋 ) 1998 Extended spectrum (AGASA) 2008 GZK cutoff by HiRes cutoff by PAO 2010 Proton composition (HiRes) composition going heavy (PAO) 2012 cutoff の確認 (TA) 54

スライド 1

スライド 1 最高エネルギー宇宙線ニュートリノ観測の現状と将来宇宙線研究所将来計画に向けた勉強会平成 18 年 4 月 20 日 ICRR 福島正己 WEB で公表するにあたりこの頁を付け加えました他に図の出典など小さな修正も加えています TA は現在 ph-1 TA の完成に全力を注いでいるため将来計画について十分な議論が出来る体制ではありません以下の報告は TA の宇宙線研グループで 2 度行った議論