井上研究室____

宇宙線は宇宙空間（衛星）、上空（気球）、地上、地下といった場所で粒子を検出することにより調べられてきた。特に、高エネルギーの宇宙線は大気に突入すると空気シャワー現象を引き起こし、AGASAはその２次粒子を地表の検出器網で直接検出している。それに対して、Telescope Array は望遠鏡網でシャワーの出す微弱な光を検出しようというものである。
　最終的には、アメリカ・ユタ州に250台程度の望遠鏡を設置して観測しようという計画である。これにより、数百GeVのガンマ線から1020eV以上の超高エネルギー宇宙線の観測を行う予定である。この計画は、東京大学宇宙線研究所が主体となって、埼玉大学等の多大学の参加により進められている。

　空気シャワーが放つ光は大気によるシンチレーション光とチェレンコフ光の２種類がある。シンチレーション光は、シャワーを構成する荷電粒子が大気中の窒素分子などを励起または電離して等方的に発する光である。また、チェレンコフ光は荷電粒子が物質中をその物質における光速度より速い速度で通過する際に放射する光で、その屈折率と粒子の速さで決まる角度に放出する。空気シャワーの場合はその広がりを考慮してもチェレンコフ光の広がりは３゜程度である。
　超高エネルギー宇宙線に関しては、そのシャワーの出すシンチレーション光を複数の望遠鏡で観測する。等方的に放出されるシンチレーション光は遠くで観測可能なので、頻度の少ない超高エネルギー宇宙線の検出には有用である。シャワーを立体的に見ることにより、その発達の様子が詳細に調べられて、１次宇宙線の化学組成が推定できる。
　また、高エネルギーガンマ線に関しては、チェレンコフ光を複数の望遠鏡で観測する。シャワー軸から数百メートルの範囲でしか観測できないが、100GeV程度のエネルギーのものまで観測できる。ステレオ観測によってシャワーを立体的に眺められ、ガンマ線の到来方向が精度良くもとまる。これにより、ガンマ線源の探索などを行う。

　これまで、Ｒ＆Ｄとして山梨県明野村にある東京大学宇宙線研究所明野観測所に口径３メートルの望遠鏡を１台設置してチェレンコフ光の観測を行ってきた。先日、そこから40メートル離れたところに２台目を建設して、１０月下旬から２台でステレオ観測するできるよう準備をしているところである。冬季は蟹星雲を観測し、宇宙線望遠鏡計画に向けての成果を上げることになる。
　その後、ユタに７台の望遠鏡を設置し、大規模宇宙線望遠鏡アレイの開発を行う予定である。250台の望遠鏡が並ぶのは、2000年以降か？

Telescope Array

AGASA

東京大学宇宙線研究所明野観測所は全国の研究者の共同利用研究所であり、山梨県北巨摩郡明野村に位置している。（北緯35度47分、東経138度30分、海抜900m 、平均気圧910hPa）
初期の実験では1km×1km の領域で電子成分検出器、空気芯部観測のためのカロリメーター、空気シャワーに伴うチェレンコフ光観測装置が設置された。この１平方キロのアレイにはじまり、１９８７年から、明野村、須玉町、高根町、長坂町の４町村にわたる、１００平方キロの広大なアレイが建設され、１９９０年に完成した。この１００平方キロアレイのことをAGASA(Akeno Giant Air Shower Array)と呼ぶ。この１００平方キロアレイには面積2.2平方メートルの電子成分検出器111台、６種類の面積の27台のミューオン検出器が約1km間隔で設置されている。
AGASA は、現在世界最高の有効観測面積を誇る。100平方キロという面積は、東京山手線内の面積とほぼ同じである。

　チャカルタヤ山宇宙物理観測所は南米ボリヴィア国、ラパス市郊外３０Kmのところにあるチャカルタヤ山（南緯１６　２１°、西経６８　０８°、標高5300m）頂上付近に位置する。１９７８年より埼玉大学では山梨大学、及現地、サンアンドレス大学物理学研究所との国際共同研究として、エマルションチェンバーと空気シャワー装置を用いた超高エネルギー粒子相互作用の研究を開始した。その後、同空気シャワー装置の特性、及び同観測所の地理的利点を生かし、宇宙ガンマ線の研究を中心とした宇宙物理学を扱う研究を実施し、現在に至っている。空気シャワー観測装置は空気シャワー粒子（主に電子成分）の密度を測定するために,３５台の0.25m2シンチレーション検出器と、９台の1m2 シンチレーション検出器, そして個々の空気シャワーの入射方向を決定する目的８台の0.25m2 と７台の1m2 シンチレーション検出器（ＦＴ検出器）設置されている。
　空気シャワー装置での観測量である、電子サイズ（Ne）、シャワー・エイジ（ｓ）、コア距離は、それぞれの検出器によって個々のシャワーごとに測定される。粒子数の密度は実験的に求まっているＮＫＧ関数に当てはめられ、最も適当な横方向分布とエイジ値を決めることができる。これを積分することによって、全電子数のサイズが得られる。Neの決定精度は、エネルギーが1014eV、1015eVのシャワーにおいて、それぞれ±５０％、±３０％と見積もられている。このNe は入射一次宇宙線の持つエネルギー(Ep)と強い相関があり、Epの値は、全ての種類の一次粒子に対する垂直方向の空気シャワーについて、Ne×２GeVとして求めることができる。空気シャワーのコアーの位置は、シャワーエネルギーが1014eV以上、そしてハドロン検出器（空気シャワー・アレイの中心）からの距離が半径２０ｍ以内の空気シャワーに対して、 ±０．５ｍの精度で決定することができる。
　入射方向の精度の評価は、平均的なシャワー・ディスクの構造についての関数、ＮＫＧ横方向密度（それらの密度変化の計算について述べている）、そしてＦＴ検出器に最初の粒子が到着したときの到来時間差によって決定される。この実験で観測された空気シャワーの天頂角の分布もまた、この計算に用いられている。入射方向の不確実さは、実際の角度とシュミレーションによって得られた角度との差によって評価される。９０％以上のシャワーがおさまる実角を誤差とすると、その誤差はこのシュミレーションから、エネルギーが1.3×1014eV、2.0×1015eV の空気シャワーに対して、それ±３．５°、±２．２°という値が見積もられる。
　コア付近のハドロン成分は、8m2 のハドロン検出器によって測定されている。この検出器は、厚さ15cmの鉛の吸収材（３０ｃ．ｕ）に覆われた、３２台の0.25m2 シンチレーション検出器（バースト・ディテクター）によって構成されている。そのハドロン検出器により、ハドロンによって鉛板中で生成されたバースト粒子を測定することができる。したがって、バースト・サイズ（バースト粒子数）は、検出器中でのハドロン成分のエネルギー流に比例する量として見ることができる。１台のバースト検出器に対するバースト・サイズの閾値は、５粒子（約１０GeVのハドロン・エネルギーに相当）に設定されてある。

Chacaltaya

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