最高エネルギー宇宙線の起源の研究

最高能量宇宙线的起源研究

• 批准号: 01J06295
• 负责人: 間瀬 圭一
• 金额: $ 1.92万
• 依托单位: The University of Tokyo
• 依托单位国家: 日本
• 项目类别: Grant-in-Aid for JSPS Fellows
• 财政年份: 2001
• 资助国家: 日本
• 起止时间: 2001 至 2003
• 项目状态: 已结题
• 来源: https://kaken.nii.ac.jp/grant/KAKENHI-PROJECT-01J06295/
• 关键词: 最高エネルギー宇宙線; 高エネルギーガンマ線; ミューオン; ニー領域

現在までに明野に設置されているAGASAにより、10^<20>eVを超える非常にエネルギーの高い宇宙線が10数例観測されている。このような非常にエネルギーの高い粒子が生成される機構は依然謎に包まれており、様々なモデルが乱立するのが現状である。このモデルとしては、コズミックストリングの崩壊や、活動銀河核やγ線バースト中での加速などが考えられている。この起源を明らかにすることが私の研究の最大の目的である。このためにAGASA検出器により得られた最高エネルギー宇宙線の到来方向をもう少しエネルギーの低い10^<10>eV(100GeV)領域に感度のある望遠鏡で調べることで、この起源に迫る。本年度は上記の目的のために、ドイツに渡航し、TeV領域に感度のあるMAGIC実験に関わった。MAGIC望遠鏡はその口径が17mと大きいので、単一ミューオンからのチェレンコフ光でさえも数多くトリガーする。このため、このミューオンがMAGICの重大なバックグラウンドになると考えられていた。そこで、私はシミュレーションを用い、この影響を調べた。その結果、この単一ミューオンのトリガーレートは50Hz程度であり、MAGICの観測に支障が無いことが分かった。またむしろ、ミューオンからのチェレンコフ光が入っているほど、シグナルたるガンマ線とバックグラウンドたるハドロンシャワーの識別能力が上がることが分かった。この結果は2003年の宇宙線国際会議にて発表された。現在シグナルたるガンマ線からのシャワーとバックグラウンドたるハドロンシャワーの識別にはイメージング技術と呼ばれる、そのシャワーイメージの違いを利用した識別方法が用いられている。この方法はガンマ線とハドロンのイメージの大まかな違いの情報を引き出すのには優れているが、夜光からのバックグラウンドに弱く、しばしば間違う。私は新たにシャワーイメージのかたまり(島)を利用して、夜光バックグラウンドの影響を最小化し、シャワーの再構築能力を上げる島解析を行い、MAGIC望遠鏡の感度を20%程度上げることに成功した。現在はMAGIC望遠鏡の較正をミューオンを用いて行っている。まだ準備的ながら、他のLEDを用いた較正から求まるコンバージョンファクターとエラーの範囲で一致することが確かめられた。

Now, Akino is set to AGASA, 10^<20>eV, very high, cosmic rays, 10 times. The mechanism for the generation of these extraordinary particles is still mysterious, including the status quo. In this case, the acceleration of the Milky Way nucleus and gamma rays is considered to be the most important factor in the evolution of the Milky Way nucleus. The origin of this phenomenon is clear, and the greatest goal of private research is to understand it. The AGASA detector detects the highest frequency and direction of arrival of cosmic rays. The detector detects the lowest frequency and direction of arrival of cosmic rays. The detector detects the highest frequency and direction of <10>arrival This year, the goal of the company is to improve the quality of the products. MAGIC Telescope has an aperture of 17m and a number of light sources. This is the most important part of MAGIC. In addition to the above, it is also necessary to adjust the influence of different factors. The result is that there is no such thing as a 50Hz delay in MAGIC measurement. At the same time, the light of the Chizilian flag in Miyuaonkan enters the middle of the sky, and the recognition ability of the sigural-ta-ganma line and the Balkural-ta-gand-ta-hadron-sigural-wa is enhanced. The results were presented at the 2003 Cosmic Ray International Conference. Now, the identification method is used in the identification method. The method includes the following steps: introducing information from a large part of a computer to a small part of a computer, and transmitting information from a small part of a computer to a small part of a computer. To minimize the impact of the new telescope on the island, MAGIC telescope sensitivity increased by 20%. Now MAGIC telescope is more accurate. For example, if you want to use the LED, you can use the LED to adjust the color of the LED.

项目成果

K.Shinozaki et al.: "Upper Limit on Gamma-Ray Flux above 10^<19> eV Estimated by the Akeno Giant Air Shower Array Experiment"Astrophysical Journal. 571. 117-120 (2002)

K.Sinozaki 等人：“由 Akeno 巨型空气簇射阵列实验估计的 10^19 eV 以上伽马射线通量的上限”天体物理学杂志。

M.Takeda et al.: "Energy determination in the Akeno Giant Air Shower Array experiment"Astroparticle Physics. (2002)

M.Takeda 等人：“明野巨型空气簇射阵列实验中的能量测定”天体粒子物理学。

D.Paneque et al.: "A method to enhance the sensitivity of photomultipliers for air Cherenkov telescopes"NIM. 504. 109-115 (2003)

D.Paneque 等人：“一种增强空气切伦科夫望远镜光电倍增管灵敏度的方法”NIM。

T.Yamamoto et al.: "Signatures of ultra-high energy cosmic ray composition from propagation of nuclei in intergalactic photon fields"Astroparticle Physics. 20. 405-412 (2004)

T.Yamamoto 等人：“星际光子场中原子核传播的超高能宇宙射线成分的特征”天体粒子物理学。

C.Baixeras et al.: "Commissioning and first tests of the MAGIC telescope"NIM. 518. 188-192 (2004)

C.Baixeras 等人：“MAGIC 望远镜的调试和首次测试”NIM。