平成１６年度チベット実験関係の共同 利用研究採択課題一覧 １．チベット高原での高エネルギー宇宙線の研究 （瀧田正人 東京大学宇宙線研究所） ２．宇宙線による太陽の影を用いた太陽周辺磁場の時間変動の観測 （山本嘉昭 甲南大学理 学部） ３．定常的または一時的ガンマ線放射の点源及び天体の探索 （坂田通徳 甲南大学理 学部） ４．チベット空気シャワーアレイによる超新星残骸及びその他の活動的 天体からのガンマ線の探索 （水谷興平 埼玉大学理学部） ５．Knee領域一次陽子スペクトルの研究 （柴田槇雄 横浜国立大学 学研究院） ６．Knee領域一次宇宙線全粒子スペクトルの研究 （堀田直己 宇都宮大学教育学部） ７．Sidereal daily variation of ~10 Te. V galactic cosmic ray intensity observed by the Tibet air shower array (宗像一起 信州大学理学部）
チベットグループ共同利用研究 経費執行状況 校費： 申請額４９５万円 -> 配分額２２０万円 ２００２年に完成したTibet-IIIの維持運転・高感度化費用の一部に 使用した。 旅費： 申請額３６４万円 -> 配分額１６５万円 宇宙線研でのグループミーティング（２５人程度）開催/１－２ヶ月 宇宙線研での解析ミーティング/必要な時
The Tibet ASγ Collaboration Papers (in refereed journals): • Observation of the Multi-Te. V Cosmic-ray Anisotropy Due to the Terrestrial Orbital Motion around the Sun in Tibet, PRL, 93, 061101, (2004) • Automatic analysis of the emulsion chamber using the image scanner applied to the Tibet hybrid experiment, NIM, A 523, 193, (2004) International Conference/Proceedings: • 28 th International Cosmic Ray Conference (Tukuba, Japan 2003) Rapporteur talk paper : 1 • COSPAR 2004 (Paris, France 2004) Talks & Poster Sessions : 4
研究目的 大気チェレンコフ望遠鏡と相補的な 広視野（約２ sr）連続観測高エネルギー宇宙線望遠鏡 3～ 100 Te. Vの高エネルギーガンマ線放射天体の 探索、1014 ～ 1017の一次宇宙線の観測から、 宇宙線の起源、加速機構の研究を行う。 太陽活動期における“太陽の影” （太陽による宇宙線の遮蔽効果）を観測し、 太陽近傍および惑星間磁場の大局的構造を知る。
Collaborators The Tibet ASγ Collaboration M. Amenomori 1 , S. Ayabe 2 , S. W. Cui 3 , Danzengluobu 4 , L. K. Ding 3 , X. H. Ding 4 , C. F. Feng 5 , Z. Y. Feng 6 , X. Y. Gao 7 , Q. X. Geng 7 , H. W. Guo 4 , M. He 5 , K. Hibino 8 , N. Hotta 9 , H. B. Hu 3 , J. Huang 9 , Q. Huang 6 , H. Y. Jia 6 , F. Kajino 11 , K. Kasahara 12 , Y. Katayose 13 , K. Kawata 11 , Labaciren 4 , C. L. Lan 3 , G. M. Le 14 , J. Y. Li 5 , H. Lu 3 , S. L. Lu 3 , X. R. Meng 4 , K. Mizutani 2 , J. Mu 7 , H. Nanjo 1 , M. Nishizawa 15 , M. Ohnishi 10 , I. Ohta 9 , T. Ouchi 10 , S. Ozawa 9 , J. R. Ren 3 , T. Saito 16 , M. Sakata 11 , T. Sasaki 8 , M. Shibata 13 , A. Shiomi 10 , T. Shirai 8 , H. Sugimoto 17 , K. Taira 17 , M. Takita 10 , Y. H. Tan 3 , N. Tateyama 8 , S. Torii 8 , H. Tsuchiya 10 , S. Udo 2 , T. Utsugi 8 , B. S. Wang 3 , H. Wang 3 , Y. G. Wang 5 , L. Xue 5 , X. X. Zhou 6 , X. C. Yang 7 , Y. Yamamoto 11 , Z. H. Ye 14 , G. C. Yu 6 , A. F. Yuan 4 , T. Yuda 18 , H. M. Zhang 3 , J. L. Zhang 3 , N. J. Zhang 5 , X. Y. Zhang 5 , and Zhaxisangzhu 4 1 Department of Physics, Hirosaki University, Hirosaki 036 -8561, Japan 2 Department of Physics, Saitama University, Saitama 338 -8570, Japan 3 Laboratory of Cosmic Ray and High Energy Astrophysics, Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences, Beijing 100039, China 4 Department of Mathematics and Physics, Tibet University, Lhasa 850000, China 5 Department of Physics, Shangdong University, Jinan 250100, China 6 Institute of Modern Physics, South West Jiaotong University, Chengdu 610031, China 7 Department of Physics, Yunnan University, Kunming 650091, China 8 Faculty of Engineering, Kanagawa University, Yokohama 221 -8686, Japan 9 Faculty of Education, Utsunomiya University, Utsunomiya 321 -8505, Japan 10 Institute for Cosmic Ray Research, University of Tokyo, Kashiwa 277 -8582, Japan 11 Department of Physics, Konan University, Kobe 658 -8501, Japan 12 Faculty of Systems Engineering, Shibaura Institute of Technology, Saitama 330 -8570, Japan 13 Faculty of Engineering, Yokohama National University, Yokohama 240 -8501, Japan 14 Center of Space Science and Application Research, Chinese Academy of Sciences, Beijing 100080, China 15 National Institute for Informatics, Tokyo 101 -8430, Japan 16 Tokyo Metropolitan College of Aeronautical Engineering, Tokyo 116 -0003, Japan 17 Shonan Institute of Technology, Fujisawa 251 -8511, Japan 18 Solar-Terrestrial Environment Laboratory, Nagoya University, Nagoya 464 -8601, Japan
Our site : Tibet Yangbajing , Tibet, China 90゜ 53 E, 30゜ 11 N, 4, 300 m a. s. l. (606 g/cm 2)
Tibet III (37000 m 2) Yangbajing (4300 a. s. l. =606 g/cm 2), Tibet, China
Tibet-III (37000 m 2) Total 733 detectors Mode Energy ~3 Te. V Angular Resolution ~0. 9 deg @3 Te. V Trigger Rate ~1500 Hz Operation November 2002 ~
Mrk 421 ~1000 days 北天探査（最頻エネルギー約２ Te. V） Tibet-HD (555. 9 days) Crab 0. 1°刻み ２, １６０, ０００（３６００ｘ６００）点 Crab Ｄｅｃ． Ｒ．Ａ． Tibet-III (456. 8 days) HD + III Crab Mrk 421
北天Te. Vガンマ線 90%フラックス上限値 Draft in preparation 2 -3 Te. V Milagrito U. L. 90% （2001） Crab AIROBICC U. L. 90% （2002） 1. 3 -2. 5 Crab@15 -25 Te. V 10 -１６ Te. V Tibet 5. 0 σ Whipple（１９９８） Milagro（2004） 6. 0σ This Work Milagro U. L. 95% （2004） （95%U. L. ≒ 1. 28 x 90%U. L） 推定 Milagro U. L. 90% Crab Tibet 2. 5 σ This Work イベント天頂角＞ 6. 8 度制限のため
TIBET Hybrid Experiment
How to obtain proton spectrum? 1996 -1999 DATA AS+ECfamily matching event ANN (Eg, Ng, < R >, <ER>, sec(θ), Ne ) (Correlations) Data: ~200 ev. EC(g Location(x, y) Direction(θ, f) Time (t) Measurement Parameter Proton identification ~100 ev. family) ○ ○ × AS ○ × ○ Eg, Ng, < R >, <ER>, sec(θ) Ne E 0 BD △ ○ ○ Nb
Primary proton spectrum (analyses based on Corsika_QGSJET ) All Preliminary Proton KASCADE (P) Present Results -3. 11 -3. 13 (KASCADE data: astro-ph/0312295)
Primary proton spectrum (analyses based on Corsika_SIBYLL ) All Preliminary Proton Present Results KASCADE (P)
Primary All - (P+He) component (analyses based on Corsika_QGSJET ) Tibet Preliminary KASCADE
Primary All - (P+He) component (analyses based on Corsika_SIBYLL ) Tibet KASCADE Preliminary
Summary (Draft in preparation) ( 1 ) Steepening of the proton energy spectrum in the knee region is observed. power index= ~ -3. 1 + ~ 0. 15 above 500 Te. V cf. Gaisser line (-2. 74) ( Interaction Primary & Model dependence Composition ) = 0. 07 < s stat. ( 2 ) Comparison with direct measurement suggests the break point of protons exists around a few 100 Te. V. The knee of all particle spectrum (3 -5 Pe. V) is NOT composed of P + He component.
The anisotropy at the solar time frame • Compton - Getting effect (Compton, A. H. , Getting, I. A. 1935, Phys. Rev. Let. 47, 817 -821) 地球の公転運動によって 生じる見掛けの 宇宙線強度異方性 – エネルギーに依存しない – Te. V領域より下では太陽活動に邪魔 されて観測できない？ Dt Dt
CG effect (Nov 1999 – Nov 2003) PRL 93， 061101, (2004) ~3 x 1010 EV in Total Some other effects at low energies? Differential Integral Data-CG CG expected: ---
Cosmic Ray Anisotropy at Sidereal Time (Draft in preparation) 1999 Nov-2003 Nov 918 live days ~3 x 1010 ev Differential Integral= (Physical Quantity)
Sidereal Time Anisotropy Fourier First Harmonics F Declination Dependence of Amplitude All Dec Dep
惑星間磁場 太陽の影 宇宙線は太陽によって遮蔽される。 正電荷をもった宇宙線は 太陽磁場、惑星間磁場によって 曲げられ、観測される“へこみ”は 磁場の変動によって“移動”する。 太陽活動は１１年周期で極大期を迎え、 磁場の変動も活発になる。 この“へこみ”の“移動”を観測すること によって、太陽磁気圏の大局的磁場構造 を知ることができる。
Tibet-II HD Tibet-III
25
太陽の影の年次変化（1996− 2003）, 10 Te. V 26
Physics with Tibet-III 2) (37000 m • Primary : All particle 1016 -1017 e. V (consistency with UHECR) Modulation , Anisotropy • γ： Unknown DC & AC sources (～ 0. 5 crab/yr@5σfor DC) Crab multi-10 Te. V γ （IC or π0） Single Counter Trigger mode (sub 100 Ge. V GRB with GLAST) Long-term AGN Observation • Sun : Solar Cycle 24 • Etc…
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