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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

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　甲南大学理工学部） 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　甲南大学理工学部） 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　横浜国立大学工学研究院）

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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

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  1. 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　甲南大学理工学部） 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　甲南大学理工学部） 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　横浜国立大学工学研究院） 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 ~10TeV galactic cosmic ray intensity observed by the Tibet air shower array (宗像一起　信州大学理学部）

  2. 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

  3. The Tibet ASγ Collaboration • Papers (in refereed journals): • Observation of the Multi-TeV 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, A523, 193, (2004) • International Conference/Proceedings: • 28th International Cosmic Ray Conference (Tukuba, Japan 2003) • Rapporteur talk paper : 1 • COSPAR2004 (Paris, France 2004) • Talks & Poster Sessions : 4

  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２sr）連続観測高エネルギー宇宙線望遠鏡 3～100TeV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。

  5. The Tibet ASγ Collaboration Collaborators 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

  6. Our site : Tibet Yangbajing , Tibet, China 90゜53E, 30゜11N, 4,300 m a.s.l. (606g/cm2)

  7. Tibet III (37000m2) Yangbajing (4300a.s.l.=606g/cm2), Tibet, China

  8. Tibet-III (37000m2) Total 733 detectors Mode Energy ~3 TeV Angular Resolution ~0.9 deg @3TeV Trigger Rate ~1500 Hz Operation November 2002 ~

  9. Mrk421 北天探査（最頻エネルギー約２TeV） ~1000 days 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 Mrk421 Crab

  10. 北天TeVガンマ線 90%フラックス上限値 Draft in preparation 2-3 TeV AIROBICCU.L.90%（2002） 1.3-2.5Crab@15-25TeV MilagritoU.L.90%（2001） 10-１６TeV Crab Tibet 5.0 σ Whipple（１９９８） Milagro（2004） 6.0σ ThisWork Crab Tibet 2.5 σ MilagroU.L.95%（2004） 推定 MilagroU.L.90% ThisWork イベント天頂角＞6.8 度制限のため （95%U.L. ≒ 1.28 x 90%U.L）

  11. TIBET Hybrid Experiment

  12. EC(g family) AS BD Location(x, y) ○ ○ △ Direction(θ, f) ○ × ○ Time (t) × ○ ○ Measurement Parameter Eg,Ng,< R >,<ER>,sec(θ) Ne E0 Nb How to obtain proton spectrum? 1996-1999 DATA Proton identification AS+ECfamily matching event ANN (Correlations) (Eg,Ng,< R >,<ER>,sec(θ), Ne) Data: ~200 ev. ~100 ev.

  13. Primary proton spectrum(analyses based on Corsika_QGSJET ) All Preliminary Proton KASCADE (P) -3.11 Present Results -3.13 (KASCADE data: astro-ph/0312295)

  14. Primary proton spectrum(analyses based on Corsika_SIBYLL ) All Preliminary Proton Present Results KASCADE (P)

  15. Primary All - (P+He) component (analyses based on Corsika_QGSJET ) Tibet Preliminary KASCADE

  16. Primary All - (P+He) component (analyses based on Corsika_SIBYLL ) Tibet KASCADE Preliminary Preliminary

  17. Summary (Draft in preparation) ( 1 ) Steepening of the proton energy spectrum in the knee region is observed. power index= ~ -3.1 + ~ 0.15 above 500TeV cf. Gaisser line (-2.74) ( 2 ) Comparison with direct measurement suggests the break point of protons exists around a few 100 TeV. The knee of all particle spectrum (3-5PeV) is NOT composed of P + He component. ( dependence) & = 0.07< sstat. Interaction Model Primary Composition

  18. 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 • TeV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

  19. CG effect (Nov1999 – Nov2003) ~3x1010 EV in Total PRL93，061101,(2004) Some other effects at low energies? Differential Integral Data-CG CG expected: ---

  20. Cosmic Ray Anisotropy at Sidereal Time (Draft in preparation) 1999Nov-2003Nov 918 live days ~3x1010 ev Differential Integral= (Physical Quantity)

  21. Sidereal Time Anisotropy Declination Dependence of Amplitude Fourier First Harmonics F All Dec Dec Dep

  22. 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。

  23. Tibet-I Tibet-II Tibet-III Tibet-II HD

  24. 太陽の影の年次変化（1996−2003）, 10TeV

  25. Physics with Tibet-III (37000m2) • Primary : All particle 1016-1017 eV (consistency with UHECR) Modulation , Anisotropy • γ：　 Unknown DC & AC sources (～0.5crab/yr@5σfor DC) Crab multi-10 TeV γ（IC or π0） Single Counter Trigger mode (sub100GeV GRB with GLAST) Long-term AGN Observation • Sun : Solar Cycle 24 • Etc…

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