エアシャワー（物理学）

大気シャワーは、一次宇宙線が大気圏に進入したときに大気中に生成される、亜原子粒子と電離核の広範なカスケードである。宇宙放射線の粒子は、陽子、原子核、電子、光子、または（まれに）陽電子である。大気圏に入ると、分子と相互作用し、一次粒子のエネルギーが完全に変換されるまで、数世代にわたって続く粒子カスケードを開始する。一次粒子がハドロンの場合、最初の相互作用で主にパイ中間子やカオンなどの軽い中間子が生成され、これがハドロンシャワー成分の燃料となり、主にパイ中間子の崩壊によってシャワー粒子が生成される。一方、一次光子と電子は、主に電磁シャワーを生成する。一次粒子のエネルギーに応じて、シャワーの検出可能なサイズは直径数キロメートルに達することがある。

空気シャワー現象は、1933年にブルーノ・ロッシが実験室で無意識のうちに発見した。1937年、ロッシの以前の報告を知らなかったピエール・オージェが同じ現象を発見し、詳細に調査した。彼は、宇宙線粒子は極めて高いエネルギーを持ち、大気圏上空の原子核と相互作用して二次的な相互作用の連鎖を引き起こし、亜原子粒子の大規模なシャワーを生み出すと結論付けた。 ^{[1] [2]}

現在、広範囲の大気シャワーを検出する最も重要な実験は、HAWC、LHAASO、望遠鏡アレイプロジェクト、ピエール・オージェ天文台です。後者はこれまでに建設された宇宙線観測所の中で最大規模で、アルゼンチン砂漠の 3,000 km ²の面積に広がる4つの蛍光検出器建物と1600の地表検出器ステーションで稼働しています。

1933年、ヴィクター・ヘスによる宇宙線の発見から間もなく、ブルーノ・ロッシ^[3]はフィレンツェの物理学研究所でシールド付きガイガーカウンターを使った実験を行い、宇宙線の透過性を確かめた。彼はガイガーカウンターを様々な配置で使用した。その中には、2台を隣同士に置き、3台目をその真下にさらにシールドして設置する3台のカウンターのセットアップも含まれていた。空気シャワー粒子が同時にガイガーカウンターを通過したことを検出したことから、彼は、測定した粒子が空気シャワーで生成され、3年後に発見されるミューオンであることは知らなかったが、第1シールド層と研究室の屋上で宇宙線によって二次粒子が生成されていると推測した。彼はまた、天頂角が より低い位置で検出された宇宙線では同時発生率が大幅に低下することにも注目した。同様の実験が1936年にハイデルベルクでヒルガートとボーテによって行われた。^[4]${\displaystyle 60^{\circ}}$

1939年の出版物で、ピエール・オージェは3人の同僚とともに、大気中の宇宙線によって二次粒子が生成されるという説を提唱し、遮蔽されたシンチレータとウィルソン箱を用いた実験を海抜高度のユングフラウヨッホ、海抜高度のピック・デュ・ミディ、および海面で行った。^[5]彼らは、同時発生率は検出器の距離が増すにつれて減少するものの、高高度でもゼロにはならないことを発見した。こうして、宇宙線が大気中に二次粒子の空気シャワーを生成することが確認された。彼らは、この現象の一次粒子は最大 のエネルギーを持つに違いないと推定した。 ${\displaystyle 3500\,{\text{m}}}$${\displaystyle 2900\,{\text{m}}}$${\displaystyle 10^{15}\,{\text{eV}}=1\,{\text{PeV}}}$

量子論の考えに基づき、1935年から1940年にかけて、当時の著名な物理学者の多く（バーバ、オッペンハイマー、ランダウ、ロッシなど）が空気シャワーの理論的研究を行った。その前提として、原子核場の近くでは高エネルギーガンマ線が電子と陽電子の対生成を起こし、電子と陽電子が放射線によってガンマ線を生成すると仮定した。 ^{[6] [7] [8] [9]広範囲にわたる空気シャワーの研究は、多くの重要人物が}マンハッタン計画 に関わったため、主に戦後も続けられた。1950年代には、空気シャワー中の電磁粒子の横方向と角度の構造が、日本の科学者である鎌田幸一と西村淳によって計算された。 ^[10]

1955年、 MITのアガシーステーションに、一次宇宙線の到来方向を検知できるほどの精度で空気シャワーを検知する最初の表面検出器アレイが構築されました。 ^[11] アガシーアレイは、直径の円形アレイに配置された16個のプラスチックシンチレータで構成されていました。しかし、宇宙線の到来方向に関する実験の結果は決定的なものではありませんでした。 ${\displaystyle 460\,{\text{m}}}$

1959年に建設され、ジョン・リンズリーによって運営されたボルケーノランチ実験は、超高エネルギー宇宙線を検出するのに十分な大きさの最初の表面検出器アレイでした。^[12] 1962年に、エネルギーの宇宙線が初めて報告されました。数キロメートルのフットプリントで、地上でのシャワーのサイズはそれまでに記録されたどのイベントの2倍の大きさで、シャワー内で約の粒子が生成されました。さらに、地上で検出された粒子の横方向の分布は、鎌田と西村によって導出された構造関数のケネス・グライゼンの近似^[13]と一致することが確認されました。 ${\displaystyle 10^{20}\,{\text{eV}}}$${\displaystyle 5\times 10^{10}}$

1965年、グライゼンは大気シャワーの新しい検出技術を提案した。彼はシャワー粒子のチェレンコフ放射と、大気中の励起窒素分子によって生成される蛍光を直接観測することを提案した。この方法により、大気中のシャワーの縦方向の発達を測定できる。この方法は、1977年にボルケーノランチで67個の光学モジュールを使用して初めて成功裏に適用され、報告された。 ^[14] ボルケーノランチは資金不足のため、その後まもなく運用を終了した。

その後数十年にわたり、 KASCADE、AGASA、HIRESなど多くの空気シャワー実験が行われた。1995年、^{[15] [参照文献]}では、理論的に予測されるスペクトルカットオフを超えるエネルギーを持つ超高エネルギー宇宙線が検出されたと報告された。 ^[16] 宇宙線の空気シャワーはフライズアイ蛍光検出システムによって検出され、最大で約2400億個の粒子を含むと推定された。これは、約 の宇宙線の一次エネルギーに相当する。今日まで、これより大きなエネルギーを持つ単一の粒子は記録されていない。そのため、この粒子は公的に「オーマイゴッド粒子」と呼ばれている。 ${\displaystyle 3.2\times 10^{20}{\text{eV}}}$

空気シャワーは、一次宇宙線と大気の相互作用、そしてそれに続く二次粒子の相互作用などによって形成されます。一次粒子の種類に応じて、シャワー粒子は主にハドロン相互作用または電磁相互作用によって生成されます。

一次宇宙線（以下では陽子または原子核と仮定）は大気圏に突入するとすぐに、大気中の原子核によって散乱され、シャワーコアを形成する。シャワーコアとは、一次宇宙線の延長軌道に沿って発達し、大気圏または地面に完全に吸収されるまで続く高エネルギーハドロン領域である。シャワーコアにおける粒子の相互作用と崩壊により、シャワーの主要粒子成分であるハドロン、ミューオン、および純粋に電磁気的な粒子が生成される。シャワーのハドロン部分は主にパイオンと、カオンや中間子などのより重い中間子で構成されている。^{[17] [18]}${\displaystyle \varrho}$

中性パイ中間子は電弱相互作用によって反対方向に回転する光子のペアに崩壊し、シャワーの電磁気成分の燃料となります。荷電パイ中間子は弱い相互作用によってミューオンと（反）ニュートリノに優先的に崩壊します。荷電K中間子と中性K中間子についても同じことが言えます。さらに、K中間子もパイ中間子を生成します。^[18]パイ中間子とK中間子の崩壊によるニュートリノは、その断面積が非常に小さいため、通常はシャワーの一部として考慮されず、シャワーの目に 見えないエネルギーの一部と見なされます。${\displaystyle \pi^{0}}$${\displaystyle \pi^{\pm}}$

定性的に、シャワーの粒子含有量は、シャワーの相互作用に参加するすべての粒子が利用可能なエネルギーを均等に共有するという単純化されたモデルで説明できます。^[19]各ハドロン相互作用では、荷電パイ中間子と中性パイ中間子が生成されると想定できます。中性パイ中間子は光子に崩壊し、シャワーの電磁気部分の燃料となります。荷電パイ中間子はその後、ハドロン相互作用を続けます。相互作用後、ハドロン成分に蓄積される 一次エネルギーの割合は、次のように表されます。${\displaystyle 2N_{\text{ch}}}$${\displaystyle N_{\text{ch}}}$${\displaystyle n}$${\displaystyle E_{0}}$

${\displaystyle E_{\pi }=\left({\frac {2}{3}}\right)^{n}E_{0}}$、

そして電磁部分は、おおよそ

${\displaystyle E_{\gamma }=\left(1-\left({\frac {2}{3}}\right)^{n}\right)E_{0}}$。

したがって、第 世代のパイ中間子は のエネルギーを持ちます。反応は、パイ中間子が臨界エネルギー に達するまで続き、そこでパイ中間子はミューオンに崩壊します。したがって、合計 ${\displaystyle n}$${\displaystyle E_{0}/(3N_{\text{ch}}/2)^{n}}$${\displaystyle \epsilon _{\text{c}}^{\pi }\simeq 20\,{\text{GeV}}}$

${\displaystyle n_{\text{c}}=\left\lceil {\frac {\ln \left(E_{0}/\epsilon _{\text{c}}^{\pi }\right)}{\ln \left({\tfrac {3}{2}}\,N_{\text{ch}}\right)}}\right\rceil }$

相互作用が予想され、合計で 個のミューオンが生成されます。カスケードの電磁部分は、制動放射と対生成によって並行して発生します。簡単にするために、光子、電子、陽電子はシャワー内では同等の粒子として扱われることがよくあります。電磁カスケードは、粒子が の臨界エネルギーに達するまで続き、そこから大気中の分子との散乱によりエネルギーの大部分を失い始めます。 であるため、電磁粒子がシャワー内の粒子数を圧倒的に支配します。シャワーで生成される（電磁）粒子の数の良い近似値は です。各電磁相互作用が平均放射長 の後に発生すると仮定すると、シャワーは深さ約 で最大に達します。 ${\displaystyle (N_{\text{ch}})^{n_{\text{c}}}=(E_{0}/\epsilon _{\text{c}}^{\pi })^{\beta }}$${\displaystyle \beta =\ln N_{\text{ch}}/\ln(3N_{\text{ch}}/2)\simeq 0.95}$${\displaystyle \epsilon _{\text{c}}^{\gamma }\simeq 87\,{\text{MeV}}}$${\displaystyle \epsilon_{\text{c}}^{\gamma}\ll \epsilon_{\text{c}}^{\pi}}$${\displaystyle N\simeq E_{0}/{\text{GeV}}}$${\displaystyle X_{0}\simeq 37\,{\text{g}}/{\text{cm}}^{2}}$

${\displaystyle X_{\text{max}}\simeq X_{1}+X_{0}\ln \left({\frac {E_{0}}{\text{GeV}}}\right)}$、

ここで、は宇宙線が大気圏で最初に相互作用する深さであると想定されます。ただし、この近似はすべての種類の一次粒子に対して正確というわけではありません。特に、重い原子核からのシャワーは、はるかに早く最大値に達します。 ${\displaystyle X_{1}}$

エアシャワー内に存在する粒子の数は、シャワーの熱量エネルギー蓄積量にほぼ比例します。超えた大気物質の関数としてのエネルギー蓄積量は、たとえば蛍光検出器望遠鏡で観察でき、シャワーの縦方向プロファイルとして知られています。シャワーの縦方向プロファイルでは、粒子含有量と熱量エネルギー蓄積量への寄与の大部分を占める電磁粒子 (電子、陽電子、光子) のみが関係します。

シャワーのプロファイルは、粒子の平均エネルギーがシャワーの最大値付近以下に低下する前に粒子数が急速に増加し、その後ゆっくりと減少するという特徴があります。数学的には、プロファイルは傾斜ガウス関数、ガイサー・ヒラス関数、または一般化されたグライゼン関数 によってうまく説明できます。${\displaystyle \epsilon _{\text{c}}^{\gamma }}$

${\displaystyle N(t)={\frac {\epsilon }{\sqrt {\beta }}}\,{\text{e}}^{\left((t-t_{1})-{\tfrac {3}{2}}\ln s\right)}.}$

ここで、空気中の電磁放射長 を用いて、 は最初の相互作用の点を示し、 は無次元定数です。シャワー年齢パラメータは、異なる開始深度と異なる一次エネルギーを持つシャワーを比較して、その普遍的な特徴を強調するために導入されました。例えば、シャワーの最大値 では、シャワー年齢は通常次のように定義されます。 で最初の相互作用を持つシャワーの場合、シャワー年齢は通常次のように定義されます。 ${\displaystyle \beta =\ln(E_{0}/\epsilon _{\text{c}}^{\gamma })}$${\displaystyle t=X/X_{0}}$${\displaystyle X_{0}=37\,{\text{g}}/{\text{cm}}^{-2}}$${\displaystyle t_{1}}$${\displaystyle \epsilon \approx 0.31}$${\displaystyle s}$${\displaystyle s=1}$${\displaystyle t_{0}=0}$${\displaystyle s}$

${\displaystyle s={\frac {3t}{t+2\beta }}}$。

この画像は、超えた大気の深さ、つまり放射長の数の関数として、さまざまな一次エネルギーを使用したシャワーの理想的な縦方向プロファイルを示しています。 ${\displaystyle X}$${\displaystyle t}$

シャワーの縦方向プロファイルは、総熱量エネルギーの蓄積とシャワー最大値の深さを測定するという観点から特に興味深いものです。シャワー最大値の深さは、一次粒子の種類に敏感な観測量だからです。シャワーは、蛍光望遠鏡で最大時に最も明るく見えます。 ${\displaystyle X_{\text{max}}}$

理想化された電磁シャワーの場合、電磁粒子の角度分布関数と横方向分布関数は、日本の物理学者西村と鎌田によって導出されている。^[20] 年齢のシャワーの場合、シャワー軸からの距離の関数としての電磁粒子の密度は、NKG関数で近似できる^[21]。${\displaystyle s}$${\displaystyle r}$

${\displaystyle \varrho (r)={\frac {N}{2\pi r_{\text{M}}^{2}}}{\frac {\Gamma ({\tfrac {9}{2}})}{\Gamma (s)\Gamma ({\frac {9}{2}}-2s)}}\left({\frac {r}{r_{\text{M}}}}\right)^{s-2}\,\left(1+{\frac {r}{r_{\text{M}}}}\right)^{s-9/2},}$

粒子数、モリエール半径、共通ガンマ関数を用いて、 は、たとえば縦方向プロファイル関数によって与えることができます。 大幅に増加した量のミューオンを含むハドロンシャワー（つまり、陽子などの一次ハドロンによって開始される）の横方向分布は、 および の有効値を使用してさまざまな粒子成分が記述される NKG のような関数の重ね合わせによって十分に近似できます。 ${\displaystyle N}$${\displaystyle r_{\text{M}}}$${\displaystyle N}$${\displaystyle s}$${\displaystyle r_{\text{M}}}$

元の粒子は高エネルギーで到達し、したがって光速に近い速度で到達するため、衝突の生成物も一次粒子と概ね同じ方向に動き、ある程度横に広がる傾向がある。さらに、二次粒子はチェレンコフ効果により前方に広範囲にわたる閃光を生成するほか、窒素分子の励起から等方的に放出される蛍光も生成する。粒子カスケードと大気中で生成される光は、地表検出器アレイと光学望遠鏡で検出できる。地表検出器では通常、チェレンコフ検出器またはシンチレーションカウンタを使用して、地上レベルの荷電二次粒子を検出する。蛍光とチェレンコフ光を測定するのに使用される望遠鏡では、大きなミラーを使用して光をPMTクラスターに焦点を合わせます。最後に、空気シャワーは、電子と陽電子が地磁気によって偏向されることにより電波を放射する。光学技術に比べて優れている点は、電波検出が暗い夜や晴れた夜だけでなく、24 時間可能であることである。そのため、 TAIGA、LOFAR、ピエール・オージェ観測所などのいくつかの現代の実験では、粒子検出器と光学技術に加えて無線アンテナが使用されています。

• 宇宙線観測所
• 粒子シャワー

• 広範囲にわたるエアシャワー。
• バックランドパークエアシャワー検出器
• ハベラパーク検出システム
• HiRes 検出システム
• ピエール・オージェ天文台
• HiSPARC（宇宙を利用した天体物理学研究に関する高校プロジェクト）
• AIRES (AIRshower Extended Simulations) :アルゼンチンのラプラタ国立大学物理学部の Sergio Sciutto による、宇宙線シャワーをシミュレートするための大規模でドキュメントが充実した Fortran パッケージ。
• コルシカ島、コルシカ島: ドイツ、カールスルーエのForschungszentrumのDieter Heckによる宇宙線空気シャワーをシミュレートするための別のコード
• COSMUS: さまざまな宇宙線空気シャワーのインタラクティブなアニメーション 3D モデルと、AIRES シミュレーションを使用して独自のモデルを作成する方法の説明。シカゴ大学の COSMUS グループによるものです。
• Milagro アニメーション: 空気シャワーが Milagro 検出器とどのように相互作用するかを示すムービーと作成方法の説明。Miguel Morales 著。
• CASSIM アニメーション: ニューヨーク大学の Hajo Dreschler によるさまざまな宇宙線空気シャワーのアニメーション。
• SPASE2 実験：南極空気シャワー実験 (SPASE)。
• GAMMA実験：高山空気シャワー実験。