CORSIKAによるγ線エアシャワーシュミレーション

高地におけるγ線エアシャワー
地上観測のシミュレーション
~CANGAROOⅢ望遠鏡の拡張~
塩田了
実験目的
 現在TeV~100GeVオーダーの超高エネルギー
γ線観測が可能。
COsmic
Ray SImulations for KAscade
 観測可能エネルギー領域を下げるためには望
CORSIKAはLinuxやMAC上で動作できる宇宙線
遠鏡の系を大きくするか、高地観測を行う。
エアシャワーシミュレーションプログラムである。
 CANGAROOⅢ望遠鏡の拡張案のひとつとし
様々な種類の宇宙線によって発生する２次粒子の
て、同様の望遠鏡を高地に建設した場合にど
動きやパラメータを計算できる。
の程度のメリットが生じるかをシミュレートする。
他にも活動銀河核、超新星残骸も高エネルギーγ線源と考えられる
かに星雲
陽子
γ線
高エネルギー天体
 ガンマ線は星間磁場の影響を受けず直
進するため発生源の方向がわかる。
高エネルギー宇宙線による
エアシャワー
超高エネルギーγ線による
エアシャワー
超高エネルギーγ線
超高エネルギーγ線による
エアシャワー
電子
陽電子
エアシャワー
高エネルギー陽子線による
エアシャワー
高エネルギー
陽子線
高エネルギー陽子線による
エアシャワー
π+
γ π0
γ
e+
e-
π-
解像型大気チェレンコフ望遠鏡
200GeV～数10TeVの天体ガンマ線観測
超新星残骸、パルサー星雲、活動銀河核など
カメラ面上でのイメージ
シャワーの発達の様子を反映
１～２万m
約４００ｍ
チェレンコフ光を鏡で集光
光電子増倍管で検出
γ線
陽子
形状をパラメータ化して両者を識別
口径10m
CANGAROO-Ⅲ望遠鏡
114枚の鏡
光電子増倍管を並べた解像型カメラ
リモートコントロール
2-4号機のカメラ
直径3/4インチPMT427本
これよりCORSIKAによる
シミュレーション
縦軸
チェレンコフ光子密度
入射軸からの距離
横軸
エネルギーによる
チェレンコフ光子密度の変化
1TeV
1TeV
100GeV
エネルギー3倍で大体一致
50GeV
300GeV
γ線に比べてエネルギーに
よる変化の幅が大きい
50GeV
エネルギーによるγ対陽子のチェレンコ
フ光子密度の比
100GeV以下の超高エネルギーγ線はフロンティア
100GeV
300GeV
エネルギー(GeV)
観測位置によるγ線の
チェレンコフ光子密度の変化
γ線
300m
4640m
観測位置による陽子の
チェレンコフ光子密度の変化
陽子
300m
4640m
観測位置による
チェレンコフ光子密度の変化
チ
ェ
レ
ン
コ
フ
光
子
密
度
10GeVγ線の図
100GeV陽子の図
2
(n/cm )
2
(n/cm )
チ
ェ
レ
ン
コ
フ
光
子
密
度
入射軸からの距離(m)
入射軸からの距離(m)
 観測高度を上げた際のチェレンコフ光子密度の上昇
― 4800m
は、γ線の方が顕著。
― 2500m
― 160m
直径10mの望遠鏡の真上から
垂直にγ線を降らせた時
カメラ像として捕らえられる確率
100GeV 30GeV 10GeV
4800m 65.87%
160m 2.92%
7.04%
0.01%
0.66%
0%
直径10mの望遠鏡の真上から垂直にγ
線を降らせた時カメラ像として捕らえら
れるチェレンコフ光子数の平均
100GeV 30GeV 10GeV
4800m
160m
618.14
162.39
331.19
140.15
244.00
結論
 CANGAROO望遠鏡を現在のWOOMERAの
高度160mからチリのアタカマ高地の4800mに
上げることでγ線の観測エネルギーの下限を
4~5倍下げることが出来る。

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