Ashra のよる GRB 由来の PeV- TeV τ ニュートリノ観測コロキ

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ふさこひのと
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1 Ashra のよる GRB 由来の PeV- TeV τ ニュートリノ観測コロキ

2 背景 : 高エネルギー宇宙線銀河内起源銀河外起源くるぶしカットオフ宇宙から来る高エネルギー宇宙線は熱的には説明がつかないそこで宇宙内には何かしらの粒子加速機構があると考えられる PeV( 15 )~EeV( 18 ) 領域あたりを境に起源が違うと考えられる <PeV : 銀河内 >PeV: 銀河外 PeV 以上の大変に高い高エネルギー宇宙線に関しては粒子の種類もまだよくわからない第一候補は陽子だけどもっと重いのではないかという疑惑もあるスペクトルのくるぶしやカットオフをヒントにモデルが色々銀河外起源に関してはガンマ線バーストやブラックホールなどありモデルが色々あるがまだわからない状態

Ashra 計画概要 All- sky Survey High ResoluKon Air shower detector

体現象の解明や新しい現象の発見を目指す可視光ガンマ線ニュートリノを同時観測できることが売りハワイ島マウナロアの観測

各要素望遠鏡の瞳径は1m 全体で全天の80%をカバー 1m hqp://www.icrr.u- tokyo.ac.

3 Ashra 計画概要 All- sky Survey High ResoluKon Air shower detector 高エネルギー粒子による大気シャワーを撮像することで高エネルギー粒子放出を伴うと想定されるガンマ線バースト等の天体現象の解明や新しい現象の発見を目指す可視光ガンマ線ニュートリノを同時観測できることが売りハワイ島マウナロアの観測ステーション標高3300m 他にもハワイ島内に2カ所計3カ所の観測所からなる 12組の要素望遠鏡が存在各要素望遠鏡の瞳径は1m 全体で全天の80%をカバー 1m hqp:// tokyo.ac.jp/proﬁles/faculkes/sasaki.html hqp://asrws300.icrr.u- tokyo.ac.jp/sskgrp/ research/ashra/ippan9.html

4 Ashra 計画の目的各種高エネルギー粒子放出を伴うと想定される突発的に発光する天体現象の解明ガンマ線バーストのモデルの検証標準モデル (fireball モデル ) とプリカーサルモデルの検証比較ガンマ線バーストが EeV 領域までハドロンを加速するという仮説の検証可視光領域での測定と高エネルギー粒子の測定を同時に行う事でより詳細なモデル検証が出来る事を期待軟ガンマ線リピータ活動銀河核超新星 etc 新しい現象の発見いつどこで起こるかわからないのでなるべく広い領域を常に監視する必要がある

5 検出方法全天の 77% を常時監視以下の複数の測定を同時に行う可視光 X 線の測定常に撮像 Fermi 衛星 Swi_ 衛星などの GEB 監視衛星のアラートを受けて衛星のトリガーがかかった時間の 2 時間前からの測定を選択的に保存超高エネルギー粒子の測定 (γ 線ニュートリノ ) 超高エネルギー粒子による大気シャワーを大気発光現象 ( チェレンコフ光と蛍光 ) として撮像事象毎の大気シャワーノ全体像を取ることで超高エネルギー粒子の同定エネルギー到来方向の決定を行う

6 検出 1 ガンマ線バーストの観測ガンマ線バーストを起こしたと思われる天体そのものの測定可視光を捕える修正ベーカーナン光学系 42 度の視野角度分解能 ~1 分角程度 ( 人の目と同じぐらい ) 2.2m 径の球面鏡 3 枚の補正用レンズ

7 検出 2 大気発光現象の検出 CMOS 64 本の PMT

8 光電面検出 2-1 ( 集光器 ) >2.5cm 蛍光版 (Y 2 SiO 5 ) 集光を担うイメージインテンシファイア光電管 + 蛍光版光子を一度電子に変換して増幅及び収集最後に再度蛍光版で光に戻して CMOS センサーへ 50cm QE 中心からの距離 40kV 増幅率 ~90 355nm 蛍光版 decay Kme ~1ns 分解能 50um@cencter ペデスタル 1 光電子の電荷分布

γ 線バーストモデルの検証 : 高エネルギータウニュートリノ探索測定期間 :2008 年月から 12 月計 197.

9 γ 線バーストモデルの検証 : 高エネルギータウニュートリノ探索測定期間 :2008 年月から 12 月計時間測定対象 :GRB081203A 測定施設 : Ashra- 1 マウナロア観測所より標的 : τ ニュートリノが反応する標的として隣接するマウナケアを想定 hqp://

10 γ 線バーストモデルの検証 : トリガー Vertical [deg] 赤い円がイメージインテンシファイアで見る事が出来る範囲 trajectory of GRB081203A Horizontal [deg] 青いマス目 ( トリガーピクセル ) がトリガー用 PMT(64 本 ) が見ている領域 1 つでもなるとトリガーがかかる黒い線はガンマ線バーストを発していると思われる天体の軌跡

11 Ashra のよる GRB 由来の PeV- TeV τ ニュートリノ観測 2 コロキ

12 宿題ガンマ線バーストの紹介ニュートリノのフレーバーの識別の方法チェレンコフ大気シャワーバックグラウンド除去の方法

13 ガンマ線バーストの紹介突然 γ 線を大量に放出する事象ガンマ線時間にして数 m 秒 ~ 数百秒程度と短いガンマ線をジェットとして放出全天 ( 裏側も含む ) で 1~ 数個 / 日ガンマ線放出後に一週間程度の可視光や X 線での残光を伴う ( ただし遠方のため弱い ) 2 種類ある銀河系外 ( かなり遠い ) で平均より少し大きい程度の規模の超新星爆発に伴って起きると考えられるもの中性子星や天体の合体など起きる上記のものより小さな規模発生メカニズムの詳細は未だ不明

15 ガンマ線バーストの紹介 : 歴史 1967 年初観測エネルギー放出の総量がわからず規模もあわからない発生個所もわからないということで謎な現象として認識される 1997 年 X 線残光を発見発生源候補となる天体の赤方偏移により距離を推定 120 億年程度と大変に遠い事が判明距離がわかる事でエネルギーの規模が推定等法的に放出すると現実的でないほどの大きさになる 2001 年他残光の光度曲線野観測から事象が当方的でない可能性が示唆ジェットを出しているという理解へガンマ線標準モデルでは前後方向に衝撃波が出それ加速により光学閃光が出ると予言される高エネルギー粒子とイベントのはじめに起こる光学閃光の両方を同時に捕える

16 Earth- Skimming 法高エネルギーニュートリノを捕まえたい 1. 岩盤中のニュートリノが荷電カレント反応でレプトンを生成 2. 岩盤中をレンプトンが伝搬 3. 空気中に突入してシャワーを起こす 4. 起こしたシャワーがチェレンコフ光を放出する 5. チェレンコフ光を検出器で検出

17 τ ニュートリノの同定方法 1 基本的には τ ニュートリノが入射するところから最後にチェレンコフ光を検出するところまでのシミュレーションとの比較バックグラウンド候補 τ ニュートリノ ( 一次宇宙線由来 ) 通常の宇宙線から大気中で作られるもの銀河面方向から来る同じく宇宙線 p を親とするもの高エネルギー ν μ からのミューオン ( これは本当は見れたら嬉しいものだけど ν τ の同定ではバックグラウンド )

18 τ ニュートリノの同定方法 2 ポイント岩盤中の飛程 ( 岩盤を突き抜ける ) τ の飛程 ~17km@ 1EeV ( 9 GeV) 山を出た後の崩壊長 ( 全体が撮像できる領域に収まる ) 大気中での崩壊長は 500m Tau lepton range (km) Tau lepton decay length Tau lepton range in water Tau lepton range in rock log(e / GeV) 岩盤中の τ の飛程

19 τ ニュートリノの同定方法 3 高エネルギー μ ニュートリノとの分別同じ高エネルギーレプトンでも μ と τ でエネルギー損失の違いから飛程に違いが出てくる à τ の方が 1 桁程度生き残りやすい 1. エネルギー損失 dx de E α: イオン化による損失 ( コンスタント ) β: 制動放射電子対生成光子原子核散乱による損失 muons, we have evaluated the muon survival probabilit 岩盤から出てくるフラックス β の値 : τ β の値 : μ μ τ

20 τ ニュートリノの同定方法 4 ガンマ線バースト由来以外の τ ニュートリノ一次宇宙線 p 由来の ν τ 大気中でつくられたもの銀河内でつくられたものフラックス大気中で作られたもの H. Athar et al. / Astroparticle Physics 18 (2003) R R フラックス銀河内でできたもの摂動論的 QCD を用いた数値計算によると 1EeV 領域ではガンマ線バースト由来が優勢今回の測定時間内 197.1hr だとイベント程度

τ ニュートリノの同定方法 5 総括と粒子到来方向マウナケアを km 以上通過して出てきた事を保障する事が必要観測された大気シャワーを作った粒子の到来方向への精度が重要 Number of Events 160 From right to left 140 120 0 80 60 40 ALLM reproduced (Photonuclear only) E τ= 1 PeV E τ=

21 τ ニュートリノの同定方法 5 総括と粒子到来方向マウナケアを km 以上通過して出てきた事を保障する事が必要観測された大気シャワーを作った粒子の到来方向への精度が重要 Number of Events 160 From right to left ALLM reproduced (Photonuclear only) E τ= 1 PeV E τ= PeV 2 Eτ= 3 Eτ= PeV PeV 1 分以下 1PeV 以上では伝搬する τ のずれの主な原因は光子原子核散乱 1PeV 以上では τ は 1 分以下の精度でまっすぐ飛んでくれる Y [deg] Tau Lepton Deflection Angle [deg] 1 Y [deg] 5 発生点 τにより作られるシャワーからのチェレンコフ光の広がりも -5 1 度程度 X [deg] 方向チェレンコフ光の密度分布 2 Energy: PeV, <N >: 4.9, R p : 537.7m pe (n x,n y )=( -0.00, 0.00) deg, (X,Y )=( 0.00, 0.00) deg X [deg]

22 ガンマ線バーストモデルの検証 : キャリブレーション 1 集光システムのキャリブレーション集光面の場所によりゲインが違う YAP- light pulse <350nm を用いてタイミング補正光量との関係を押さえるトリガータイミングとの関係を押さえる大気の光学的厚さが視野の中でも違ってくる更に 9.2 等級の明るさの安定した星を用いて最終的な系統誤差を見積もった YAP- Light Source これらのキャリブレーションの結果集光システムでの系統誤差は 30%

23 ガンマ線バーストモデルの検証 : キャリブレーション 2 実際に大気中のシャワーを観測 ( エネルギーキャリブレーション ) 2008 年に 44.4 時間の撮像を実施トリガーピクセルの位置を調整通常の宇宙線観測は天頂角 65 にトリガーを配置 (2 つ以上でトリガーがかかる Vertical [deg] キャリブレーション用トリガーピクセル trajectory of GRB081203A Number of Events Data Proton MC Iron MC 3 Observed Energy [PeV] Figure 2. Observed cosmic-ray flux spectrum (filled box) with bars indicating Horizontal [deg] 一次粒子を陽子もしくは鉄とした場合でシミュレーションと比較した元素の種類までは特定できないが大まかに一致

測定期間 197.1 時間トリガー結果 4 つ以上のピクセルでのコインシデンスイベントセレクション 1. クラスターを定義 1.

24 測定期間時間トリガー結果 4 つ以上のピクセルでのコインシデンスイベントセレクション 1. クラスターを定義 1. 今回の測定で 5 イベント Vertical [deg] 本測定用 trajectory of GRB081203A トリガーピクセル Horizontal [deg] 2. クラスターが視野に収まっている事を要求 3. 車の明かりでない事を要求 ( 道路から十分に離れている ) 4. 宇宙線ミューオンが集光面に入射したものでは無い事を要求 ( グラスの厚みなどから算出すると5.8-3 イベント ) 5. 水平方向からの宇宙線によるイベントイベント今回の測定でイベントセレクションを通過したものは 0 イベント

25 ガンマ線バーストモデルの検証 : 結論結果 0 イベントチェレンコフシャワーの有効面積との比較から上限値を出す系統誤差結論 Syst. Error Source Source Error 1-LC (diffuse) Commissioning (GRB081203A) Figure 3. ν Cross Section 35% 32% 37% τ Energy Loss +50% 14% 14% Rock Density % 5% 4% Geodetic Model 13% 2% Estimation Method 13% 16% 衛星によるトリガー発光から 2.83~1.78 時間前 22.1 時間 ~22.2 時間後 ( 前方への衝撃波加速が起きるとされる期間 ) において 90%CL で上限値を設定モデル棄却にはあと 4~5 桁上限値を下げる必要がある ] -2 fluence [GeV m E Aita et al. エネルギー到来方向と有効領域の関係 ] 2 Effective Area [m Alt= 0.51 deg Alt=-0.28 deg Alt=-1.02 deg Alt=-1.74 deg Alt=-2.40 deg Alt=-3.03 deg Alt=-3.62 deg 1 2 from GRB081203A Ashra limit on ν τ IceCube limit on prompt ν µ IceCube limit on precursor ν µ Rice limit on prompt ν e Rice limit on afterglow ν e E ν 6 [PeV] 1 4 E ν [PeV] s -1 ] -2 flux [GeV m 2 E

26 まとめ Ashra 計画はガンマ線バーストなど高エネルギー粒子を作り出す機構の解明に向けて進められているガンマ線バースト等のイベント開始時の閃光と高エネルギー粒子の両者を捕える閃光 : 全天常時監視によりイベント開始前の兆候も記録分解能より ( といっても人の目程度はある ) も広い視野を優先とした光学系を設置高エネルギー粒子 : ニュートリノ振動によりできる τ ニュートリノを第一の標的とする Earth Skimming 法により捕える GRB081203A を標的として初の高エネルギーニュートリノ探索を行った得られたイベントは 0 でモデル検証に向けて更に 4~5 桁の感度向上を行っていく

27 Swi_ 衛星 2004 年 11 月に NASA が打ち上げた衛星ガンマ線バーストの観測が目的の望遠鏡 γ X 可視光紫外領域に対して感度を持つ γ:cdznte, photon counkng, 4mm 4mm 2mm,15-150keV X : XMM EPIC CCD, 135cm pixels 0.2- kev 可視光紫外 : intensified CCD, 30cmφ, pixels 170nm- 650nm hqp://swi_.gsfc.nasa.gov/docs/swi_/swi_sc.html

28 大気シャワー入射する宇宙線が大気中の粒子と反応入射粒子によりシャワーの広がり角度も違う大気中でのチェレンコフ光の放出角度は約 1 ガンマ線陽子

Neutrino Telescope Array (NTA)

Neutrino Telescope Array (NTA) Ashra 観測 H28 共同利用小川了 Ashra NTA 推進 WG 東邦大学査定経費推移 : H16 年度 50 千円 ( 佐々木 ) H17 年度 70 千円 ( 佐々木渡邊 ) H18 年度 890 千円 ( 佐々木渡邊小川 ) H19 年度 750 千円 ( 佐々木渡邊小川 ) H20 年度 1000 千円 ( 佐々木渡邊小川木村家入 ) H21 年度 1400 千円

Ashra のよる GRB 由来の PeV- TeV τ ニュートリノ観測 コロキ

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