国際宇宙ステーション搭載 高エネルギー電子・ガンマ線観測装置 (CALET) 平成25年度「卓越した大学院拠点形成支援補助金」事業シンポジウム CALET 共同研究者 鳥居研究室・次席研究員 浅岡陽一

CALET 共同研究者 O. Adriani19, Y. Akaike3, Y.Asaoka23, K. Asano17, M.G. Bagliesi22, G. Bigongiari22, W.R. Binns24, M. Bongi19, J.H. Buckley24, G. Castellini19, M.L. Cherry9, G. Collazuol26, K. Ebisawa5, V. Di Felice21, H. Fuke5, T.G. Guzik9, T. Hams30, N. Hasebe23, M. Hareyama6, K. Hibino7, M. Ichimura2, K. Ioka8, M.H. Israel24, A. Javaid9, E. Kamioka15, K. Kasahara23, Y. Katayose25, J. Kataoka23, R. Kataoka32, N. Kawanaka33, H. Kitamura11, T. Kotani23, H.S. Krawczynski24, J.F. Krizmanic31, A. Kubota15, S. Kuramata2, T. Lomtadze20, P. Maestro22, L. Marcelli21, P.S. Marrocchesi22, V. Millucci22, J.W. Mitchell10, S. Miyake28, K. Mizutani14, H.M. Motz23, A.A. Moiseev30, K. Mori5,23, M. Mori13, N. Mori19, K. Munakata16, H. Murakami23, Y.E. Nakagawa5, S, Nakahira5, J. Nishimura5, S. Okuno7, J.F. Ormes18, S. Ozawa23, F. Palma21, P. Papini19, B.F. Rauch24, S. Ricciarini19, T. Sakamoto1, M. Sasaki30, M. Shibata25, Y. Shimizu4, A. Shiomi12, R. Sparvoli21, P. Spillantini19, I. Takahashi1, M. Takayanagi5, M. Takita3, T. Tamura4,7, N. Tateyama7, T. Terasawa3, H. Tomida5, S. Torii4,23, Y. Tunesada17, Y. Uchihori11, S. Ueno5, E. Vannuccini19, J.P. Wefel9, K. Yamaoka29, S. Yanagita27, A. Yoshida1, K. Yoshida15, and T. Yuda3 1) Aoyama Gakuin University, Japan 2) Hirosaki University, Japan 3) ICRR, University of Tokyo, Japan 4) JAXA/SEUC, Japan 5) JAXA/ISAS, Japan 6) St. Manianna University School of Medicine, Japan 7) Kanagawa University, Japan 8) KEK, Japan 9) Louisiana State University, USA 10) NASA/GSFC, USA 11) National Inst. of Radiological　Sciences, Japan 12) Nihon University, Japan 13) Ritsumeikan University, Japan 14) Saitama University, Japan 15) Shibaura Institute of Technology,　Japan 16) Shinshu University, Japan 17) Tokyo Institute of Technology, Japan 18) University of Denver, USA 19) University of Florence, IFAC　CNR) and INFN, Italy 20) University of Pisa and INFN, Italy 21) University of Rome Tor Vergata and INFN, Italy 22) University of Siena and INFN, Italy 23) Waseda University, Japan 24) Washington University-St. Louis,USA 25) Yokohama National University, Japan 26) University of Padova and INFN, Italy 27) Ibaraki University, Japan 28)Tokiwa University, Japan 29)Nagoya University, Japan 30)CRESST/NASA/GSFC and University of Maryland, USA 31)CRESST/NASA/GSFC and Universities Space Research. 　　Association, USA 32) National Institute of Polar Research 33) The University of Tokyo From CALET_Team_members1121.doc circulated by Honda-san. 33機関、86人 (ただ見せるだけにする)

宇宙線 LHC 生成・加速機構， 伝播過程の研究 宇宙線：宇宙から飛来する 高エネルギーの 粒子線 主成分：陽子(80%), He(20%) 宇宙線：宇宙から飛来する 　 高エネルギーの 粒子線 主成分：陽子(80%), He(20%) 電子(1-0.1%), 重原子核, 反粒子 スペクトル： 10桁以上に わたってほぼ単一 　 のべきで記述可能 → 世界最高の加速器 　　　よりも高エネルギー 　　　に到達している 109eV =GeV 1012eV=TeV 1015eV=PeV 1 V の電位差がある自由空間内で電子 1 つが得るエネルギーを 1 eV とする。 [V] = [J/C] => 1eV = 1.6x10^-19C * V = 1.6x10^-19 J このような宇宙線の統一的な理解を目指して LHC 生成・加速機構， 伝播過程の研究 Ref: J. Cronin, T. Gaisser, S. Swordy, Sci. Amer., 276 (1997), p. 44

宇宙線の測定方法 直接測定： 強力な粒子識別可能 (搭載する検出器次第) 大型化困難 長期観測が難しい 宇宙線 直接測定 間接測定 - 気球 - 衛星 大気の上に 行かないと 直接測定 できない 間接測定 - 空気シャワー 測定方法について説明します 宇宙線は大気中に入射すると原子核と相互作用して空気シャワーという現象を起こして 大気に吸収されます。直接測定するには大気上空へ。間接測定、棲み分け (Ref: KEK webページより) 空気シャワーによる間接測定： 大面積化可能 粒子識別が難しい 高エネルギーでないと 観測できない Ref: J. Cronin, T. Gaisser, S. Swordy, Sci. Amer., 276 (1997), p. 44

直接測定 vs 間接測定 反陽子 PAMELA (http://pamela.roma2.infn.it/) BESS 衛星 PAMELA 素粒子実験の粒子計測技術を駆使: マグネットスペクトロメータを使用 反粒子(反陽子や陽電子)を識別可能 観測範囲 <1TeV (MDR) 反陽子 PAMELA (http://pamela.roma2.infn.it/) 衛星 BESS PAMELA AMS-02 直接測定・ 気球/衛星 AMS-02 (http://www.ams02.org/) ISS AMS-02, HESS, Auger 1200cm^2sr * 5年 = 1200/100./100.*5*365.*24.*3600.*0.8 = 1.51e7 m^2 sr sec Ref: J. Cronin, T. Gaisser, S. Swordy, Sci. Amer., 276 (1997), p. 44

直接測定 vs 間接測定 http://www.auger.org/ BESS PAMELA AMS-02 Auger, etc. 全粒子 直接測定・ 気球/衛星 Auger実験 地上まで到達するシャワー粒子をサンプリング 3000タンク, 1.5km間隔 検出面積： 7000km2 AMS-02, HESS, Auger($50million for construction) 低エネルギーだと届かない 1200cm^2sr * 5年 = 1200/100./100.*5*365.*24.*3600.*0.8 = 1.51e7 m^2 sr sec 間接測定・地上 Auger, etc. 全粒子 Ref: J. Cronin, T. Gaisser, S. Swordy, Sci. Amer., 276 (1997), p. 44

直接測定 vs 間接測定 BESS PAMELA AMS-02 HESS, etc. ガンマ線 Auger, etc. 全粒子 http://www.mpi-hd.mpg.de/hfm/HESS/ BESS PAMELA AMS-02 間接測定・地上 HESS, etc. ガンマ線 直接測定・ 気球/衛星 AMS-02, HESS, Auger 1200cm^2sr * 5年 = 1200/100./100.*5*365.*24.*3600.*0.8 = 1.51e7 m^2 sr sec 間接測定・地上 HESS実験 高空で発生するチェレンコフ光を地上の望遠鏡で集光 主目的：ガンマ線点源の観測 狭視野、ターゲット観測 間接測定の下限を更新する検出方法(e.g. MAGIC) Auger, etc. 全粒子 Ref: J. Cronin, T. Gaisser, S. Swordy, Sci. Amer., 276 (1997), p. 44

CALETとは 直接測定の限界 を更新するプロジェクト 直接測定の限界： 統計量 エネルギー測定自体 (マグネットの限界) 陽子に埋もれた 電子成分が 最大のターゲット CALET 検出器: 分厚いカロリメータ 検出器内で強制的 にシャワーを発生 詳細に観察 ISS搭載　(長期観測) ⇒ 相互に補完してユニーク な検出器に 高エネルギー分解能 事象毎の粒子識別 高統計化 ⇒ 電子成分の観測 電子 CALET 電子・ガンマ線 核子 電子がターゲット Ref: J. Cronin, T. Gaisser, S. Swordy, Sci. Amer., 276 (1997), p. 44

Ref.: 鳥居教授招待講演 ＠ 宇宙線・宇宙領域シンポジウム ーAM-02の観測結果と今後の宇宙線研究ー CALET検出器概要 Ref.: 鳥居教授招待講演 ＠ 宇宙線・宇宙領域シンポジウム ーAM-02の観測結果と今後の宇宙線研究ー Charge Detector (CHD) 電荷の絶対値測定(Z=1-40) プラスチックシンチレーター Imaging Calorimeter (IMC) トラッキング、シャワー詳細撮像 シンチファイバー＋吸収体 (3X0) Total Absorption Calorimeter (TASC) エネルギー測定、シャワー形状測定 PWO結晶 (27X0) 1 TeV電子シャワー 2-3 %のエネルギー分解能 (TeVの電子シャワーを全吸収) ⇒ 詳細なスペクトルの構造を測定可能 0.1-0.5 °の角度分解能 ⇒ 高エネルギー電子やガンマ線の異方性を高精度で観測可能． PWO とはタングステン酸鉛(PbWO4)の略

CALETシャワー撮像性能 (シミュレーション) Ref.: 鳥居教授招待講演 ＠ 宇宙線・宇宙領域シンポジウム ーAM-02の観測結果と今後の宇宙線研究ー 電子 1 TeV 陽子 10 TeV 検出器での見え方 まず視覚的に Event by event で識別できる 陽子除去： シャワー形状の違いを利用． 　　電磁シャワー vs ハドロンシャワー

Ref.: 鳥居教授招待講演 ＠ 宇宙線・宇宙領域シンポジウム ーAM-02の観測結果と今後の宇宙線研究ー CALET検出器概要 Ref.: 鳥居教授招待講演 ＠ 宇宙線・宇宙領域シンポジウム ーAM-02の観測結果と今後の宇宙線研究ー Charge Detector (CHD) 電荷の絶対値測定(Z=1-40) プラスチックシンチレーター Imaging Calorimeter (IMC) トラッキング、シャワー詳細撮像 シンチファイバー＋吸収体 (3X0) Total Absorption Calorimeter (TASC) エネルギー測定、シャワー形状測定 PWO結晶 (27X0) 1 TeV電子シャワー 2-3 %のエネルギー分解能 (TeVの電子シャワーを全吸収) ⇒ 詳細なスペクトルの構造を測定可能 0.1-0.5 °の角度分解能 ⇒ 高エネルギー電子やガンマ線の異方性を高精度で観測可能． 105 に達する陽子事象の除去性能 ⇒ 事象毎の確実な電子同定 1200 cm2sr の検出器アクセプタンス ⇒ 5年間の観測@ISSで，TeV 以上の領域に1000以上の電子事象期待

Ref.: 鳥居教授招待講演 ＠ 宇宙線・宇宙領域シンポジウム ーAM-02の観測結果と今後の宇宙線研究ー CALET ペイロード概要 Ref.: 鳥居教授招待講演 ＠ 宇宙線・宇宙領域シンポジウム ーAM-02の観測結果と今後の宇宙線研究ー CGBM/SGM FRGF( Flight Releasable Grapple Fixture) Japanese Experiment Module Exposed Facility CGBM/HXM ASC　(Advanced Stellar Compass) CAL/CHD GPSR　(GPS　Receiver) MDC　(Mission Data Controller) HTV-5ロケットによる打ち上げ 2014年度中の打ち上げ予定 観測期間：2年以上 (5年目標) JEM 9番ポートに設置 (広視野) CAL/IMC CAL/TASC 質量: 650kg (最大) 消費電力： 650W (平常時)

現在の宇宙線理解： 標準モデル 標準モデル: 超新星残骸における衝撃波によって宇宙線が加速される 銀河磁場によって拡散的に伝播して銀河外へ漏れだす GALPROP code Strong & Moskalenko ApJ 509 (1998) 212 ⇒ 銀河宇宙線の 統一的な理解 PeV 109eV =GeV 1012eV=TeV 1015eV=PeV PeVまでは標準モデルでよく理解できることが分かってきている 全種類の粒子を統一的に理解

宇宙線電子成分 全電子スペクトル Kobayashi et al., ApJ 601(2004)340 候補：若い 超新星残骸 近くしか 見えない ことで近傍加速源を 同定可能 先に、字を説明する 特別な役割 Energy loss => local 構造 閉じ込め時間：　Be10 => 2x10^7 yrs 　　　　　　　　　　e^- => 10^5yrs 銀河半径 15kpc シンクロトロン輻射と逆コンプトン散乱 ⇒ エネルギーの二乗に比例したエネルギー損失 TeV領域の電子は寿命が10万年以下、伝播距離1kpc以内 ⇒ TeV領域にて、個々の加速源の影響が見える (ユニーク) 原子核：2×107年 銀河半径：15kpc

CALET予測電子スペクトル：近傍加速源同定 全電子スペクトル 異方性 スペクトル構造と異方性を組み合わせた測定 初めての荷電宇宙線による加速天体の同定 加速機構や伝播過程について定量的な研究

陽電子比“異常”と全電子“過剰” 標準モデル、実験データ双方の高精度化 より詳細な構造の調査が可能に ⇒ 標準モデルだけでは説明不可能な成分の発見 陽電子比 [e+/(e++e-)] 全電子スペクトル [e++e-] ⇒以下を説明してから、異常と過剰について説明 PRL, Nature 超一流の雑誌 注目度が高い PAMELA: O.Adriani et al., Nature 458(2009)607 AMS-02: M.Aguilar et al., PRL110(2013)141102 ATIC: J.Chang et al., Nature 456(2008)362 Fermi: A.A.Abdo et al., PRL102(2009) 181101

陽電子比“異常”と全電子“過剰” 標準モデル、実験データ双方の高精度化 より詳細な構造の調査が可能に ⇒ 標準モデルだけでは説明不可能な成分の発見 陽電子比 [e+/(e++e-)] 全電子スペクトル [e++e-] 高エネルギー陽電子が生成されるときは電子も同数生成される ⇒ 統一的な理解への試み == SUSY 暗黒物質の崩壊 （課題) バックグラウンドの推定、高エネルギー側のデータ

CALET予測電子スペクトル：暗黒物質探索 全電子スペクトル [e++e-] HESS実験： 間接測定に起因 する系統誤差。 - エネルギー決定 - 陽子除去 (事象毎の識別 は不可能) スペクトル変化 の高精度検出 Pulsar説に触れる 何をやるか これの終わりで1.5分ほしい バックグラウンドスペクトルの特定 バックグラウンドスペクトルを決定して過剰成分を実験的に明確化 スペクトルの微細構造等からパルサー説・暗黒物質説を識別 直接測定・単一検出器による10GeV-10TeVに渡るスペクトル精密測定が重要

準備状況：地上システム Waseda CALET Operations Center 2014年度中の打ち上げに向けて、フライトモデルの制作・試験が進行中@ JAXA 国際宇宙ステーション軌道上での観測とデータ収集を行う地上システムの準備も進んでいる Waseda CALET Operations Center WCOC の役割： 科学データの質の確保 科学データの解析 時間ない場合はダイアグラムの説明は省略する 軌道上から地上へのデータフロー リアルタイムデータを用いた観測状態の監視 科学データのプロセス・チェック

まとめ CALETは30放射長の分厚いカロリメータと国際宇宙ステーション搭載による高統計化を組み合わせることで、 GeV-TeV領域の電子スペクトル測定に最適化した検出器となっている。 国際宇宙ステーション軌道上での5年間の電子スペクトル 観測により、以下の成果が期待される。 sub-TeV領域での電子過剰の原因を特定 (パルサー説 vs 暗黒物質説) TeV以上の領域での初めての荷電宇宙線による加速天体の同定 その他の観測対象 ガンマ線：暗黒物質からの線スペクトル探索、点源、拡散成分測定 核子成分：スペクトル測定、数TeVまでのB/C比測定 2014年度の打ち上げに向けて、フライトモデルの制作・試験と地上システムの準備が進行している。

backup

HESS 電子測定 PRL 101, 261104 (2008)

HESS 電子測定 (低エネルギー) A&A 508 (2009) 561

Energy Sale of 15% is considered separately. HESS 電子解析 (低エネルギー) A&A 508 (2009) 561 Systematic Error Energy Sale of 15% is considered separately. The uncertainties amount to about 30% and are derived in the same fashion as in the initial paper. 鏡の反射率低下で、2004-2005のデータしか使っていない 2004の夏と秋の結果の差異が系統誤差に含まれている PRLの方は2004—2007のデータ使用(大丈夫？) SYBILLとQGSJET-IIでProtonの形がだいぶ違う (QGSJET-IIだとフィットよくない; in PRL) ζのフィットはエネルギービン毎に実施している (系統誤差はビンごとに違う可能性あり)

GALPROP The GALPROP code for cosmic-ray transport and diffuse emission production http://galprop.stanford.edu/ GALPROP is a numerical code for calculating the propagation of relativistic charged particles and the diffuse emissions produced during their propagation. The GALPROP code incorporates as much realistic astrophysical input as possible together with latest theoretical developments. The code calculates the propagation of cosmic-ray nuclei, antiprotons, electrons and positrons, and computes diffuse γ-rays and synchrotron emission in the same framework. Each run of the code is governed by a configuration file allowing the user to specify and control many details of the calculation. Thus, each run of the code corresponds to a potentially different ``model''. The code itself continues to be developed and is available to the scientific community via this website.

Overview of the CALET Instrument Ref.: 鳥居教授招待講演 ＠ 宇宙線・宇宙領域シンポジウム ーAM-02の観測結果と今後の宇宙線研究ー 1 TeV electron shower

CALET/CAL Shower Imaging Capability (Simulation) Ref.: 鳥居教授招待講演 ＠ 宇宙線・宇宙領域シンポジウム ーAM-02の観測結果と今後の宇宙線研究ー Gamma-ray 10 GeV Electron 1 TeV Proton 10 TeV In Detector Space Proton rejection power of 105 can be achieved with IMC and TASC shower imaging capability. Charge of incident particle is determined to σZ=0.15-0.3 with the CHD.

CALET Payload Overview Ref.: 鳥居教授招待講演 ＠ 宇宙線・宇宙領域シンポジウム ーAM-02の観測結果と今後の宇宙線研究ー Japanese Experiment Module Exposed Facility CGBM/SGM FRGF( Flight Releasable Grapple Fixture) CGBM/HXM ASC　(Advanced Stellar Compass) CAL/CHD GPSR　(GPS　Receiver) Launch carrier: HTV-5 Planned location: JEM Port 9 Launch target date: FY 2014 Mission period: More than 2 years (5 years target) MDC　(Mission Data Controller) CAL/IMC CAL/TASC Mass: 650kg (Max) JEM/EF Standard Payload Size (1850L×800W×1000H in mm) Power: 650W (Nominal) Data rate: Medium data rate: 300 kbps Low data rate: 35 kbps

CALET Expected Performance by Simulations Ref.: 鳥居教授招待講演 ＠ 宇宙線・宇宙領域シンポジウム ーAM-02の観測結果と今後の宇宙線研究ー Energy resolution for electrons (>10GeV) : s/m = ~2% Angular resolution for gamma ray (10GeV-1TeV): s/m = 0.2-0.3 deg Geometrical factor for electrons: ~1200 cm2sr Experiment CHD Charge resolution: σZ = 0.15 – 0.3 Proton rejection power at 1TeV ≈105 with 95% efficiency for electrons Preliminary electrons protons Preliminary electrons protons

B/C ratio measurements by CALET Ref.: 鳥居教授招待講演 ＠ 宇宙線・宇宙領域シンポジウム ーAM-02の観測結果と今後の宇宙線研究ー CALET will measure the B/C ratio to over 1 Tev/nucleon and provide an exact value of the energy exponent δ within an accuracy of 0.05 E –δ δ＝0.3 δ=0.6

Comparison of Space Experiment Performance for e++e- Ref.: 鳥居教授招待講演 ＠ 宇宙線・宇宙領域シンポジウム ーAM-02の観測結果と今後の宇宙線研究ー Payload (Launching Date) Energy Region (GeV) Energy Resolution e/p separation Instruments* Exposure in 5 years** （m２ sr day) Total Weight (kg) PAMELA (2006) 1-700 5 % @200 GeV 105 Magnet Spectrometer (0.43T) + Sampling Calorimeter (Si＋W: 16 X0) +TOF+ Neutron Detector ~　4 470 FERMI/LAT (2008) 20-1,000 5-20 % (20-1000 GeV) 103-104 (20-1000GeV) Increase with Energy ACD Detector +Tracking Calorimeter (Si＋W: 1.5X0) +CsI Cal. (8.6X0) 1500@TeV 7.000 AMS-02 (2011) 1-2,000 (~800) ～10 ％ ＠100 GeV 104　-105 Magnet Spectrometer　(0.15T) +　Sampling Calorimeter (SciFi + Pb: 17Xo) +TOF+TRD+RICH 55@2TeV (170@800GeV) 7,000 CALET (2014) 1-20,000 ~2 % (>10 GeV) ~105 Mostly Energy Independent Imaging Calorimeter (W+SciFi: 3 Xo) + Total Absorption Cal. (PWO : 27 Xo) ＋Charge Detector (SCN) 220 650 DAMPE* (China：2015?) 5-10,000 ~1.5 % Silicon Tracker +Total Absorption Cal. (BGO: ~31 X0) +ACD Detector +Neutron Detector 900 1,500 GAMMA-400* (Russia：2017?) 1-3,000 ~1 % (>100GeV) ~104 Imaging Calorimeter　(W+Si:　6X0) +Total Absorption Cal.　(PWO:22.5 X0) 1,280 1,700 *) Estimated from Presentations

Ref.: 鳥居教授招待講演 ＠ 宇宙線・宇宙領域シンポジウム ーAM-02の観測結果と今後の宇宙線研究ー e± Propagation in the Galaxy Ref.: 鳥居教授招待講演 ＠ 宇宙線・宇宙領域シンポジウム ーAM-02の観測結果と今後の宇宙線研究ー → → September 22, 2013 JPS2013A