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高高度水チェレンコフ実験または高高度水チェレンコフ観測所（ HAWCとも呼ばれる）は、メキシコのプエブラ州にあるシエラネグラ火山の山腹、標高4100メートル、北緯18度59分41秒、西経97度18分30.6秒（北緯18.99472度、西経97.308500度）に位置するガンマ線および宇宙線観測所である。HAWCは、ニューメキシコ州にあったミラグル・ガンマ線観測所の後継施設であり、ミラグルも水チェレンコフ法を用いて間接的にガンマ線を検出する原理に基づいたガンマ線観測所であった。
HAWCは、メリーランド大学、メキシコ国立自治大学、国立天体物理学・光学・電子工学研究所、ロスアラモス国立研究所、NASA /ゴダード宇宙飛行センター、イダルゴ州立自治大学（UAEH）、カリフォルニア大学サンタクルーズ校、ミシガン工科大学、ミシガン州立大学、ベネメリタ・プエブラ自治大学、グアダラハラ大学、ユタ大学、ニューメキシコ大学、ウィスコンシン大学マディソン校、ジョージア工科大学など、多数のアメリカとメキシコの大学および科学機関の共同事業です。[ 1 ]
HAWCガンマ線観測所は、広視野で連続運転が可能なTeVガンマ線望遠鏡であり、宇宙線の起源を探究し、極限的な物理環境における粒子の加速を研究し、新しいTeV物理学を探索します。HAWCは、米国15機関とメキシコ12機関の協力により、メキシコの海抜4100mの地点に建設され、米国国立科学財団、米国エネルギー省、およびCONACyT （メキシコの科学研究資金提供機関）からの資金提供を受けて運営されています。HAWCは2015年春に完成し、300個の水チェレンコフ検出器のアレイで構成されています。前身のMilagroよりも1桁以上高い感度を持つように設計されています。
HAWCは北天を監視し、他の広視野観測所と同時観測を行います。HAWCはVERITAS、HESS、MAGIC、IceCube 、そして後にCTAなどの他の観測所と連携し、重複する多波長・多メッセンジャー観測を行い、フェルミガンマ線宇宙望遠鏡（Fermi）との同時観測を最大化します。
HAWC は、多数のガンマ線源を検出し、そのスペクトルと変動性を測定して TeV スケールの加速メカニズムを特徴付ける能力を持っています。 1 年間の調査で、HAWC は5 σで50 mCrab の感度で TeV ガンマ線の深くバイアスのない調査を実行できます。 HAWC は、GeV での Fermi と同様の感度で TeV の硬スペクトル(高光子エネルギー) 銀河源を観測し、銀河面の領域からの拡散放射を検出し、既知の TeV活動銀河核と既知の最も明るい GeVガンマ線バーストを見る感度を持ち、新しい現象を発見するのに十分な感度の大きなステップを表しています。 HAWC は 2ステラジアンの瞬間視野を持つため、銀河中心まで達する広範囲の銀河経度にわたって銀河面からの拡散ガンマ線放射を観測します。
2015 年 9 月、ロスアラモス国立研究所のブレンダ・ディングスに研究所主導研究開発助成金が授与され、中央の大型タンクを囲むようにアウトリガータンクのアレイを追加することで HAWC の有効面積と感度を向上させることになった。高エネルギー宇宙線によって生成される粒子シャワーのサイズが大きいため、検出器の面積を増やすことで検出器の感度が向上する。アウトリガーにより、10 TeV を超えるエネルギーの粒子に対する HAWC の感度と有効面積が 2 ～ 4 倍になると予測された。アウトリガーアレイは、予想より 1 年遅れの 2018 年初頭に完成した。[ 2 ]
HAWCは、地球の大気に衝突する高エネルギー宇宙線によって発生する空気シャワーからの電磁波を検出します。HAWCは、100GeVから50TeVのエネルギーを持つ一次宇宙線によって発生するシャワーに感度があります。
チェレンコフ放射は、荷電粒子が媒質中を光速よりも速い速度で移動する際に発生します。高エネルギーのガンマ線が上層大気に衝突すると、陽電子と電子のペアが生成され、これらは高速で移動します。これらの粒子が大気中を通過する際の残留効果により、予測可能な角度で地表に向かって降り注ぐ、粒子と光子の連鎖的なシャワーが発生することがあります。
HAWCは、幅7.3m、高さ5mの大型金属製タンクで構成されており、内部には18万8000リットルの水を貯蔵する遮光性のブラダーが備えられています。タンク内部には4つの光電子増倍管（高さ8インチが3本、高さ10インチが1本）が設置されています。高エネルギー粒子が水に衝突するとチェレンコフ光が発生し、光電子増倍管で検出されます。HAWCは、異なるタンクにおける光の到達時間の差を利用して、一次粒子の方向を測定します。光のパターンから、一次粒子（ハドロン）とガンマ線を区別することができます。これにより、科学者はガンマ線を用いて天空をマッピングすることが可能になります。
HAWCは以下を実行します。
宇宙放射線の起源は、 1912年にヴィクトル・ヘスによって発見されて以来、謎に包まれています。宇宙線のエネルギー スペクトルは、数 GeV から 10 20 eV 以上にまで広がっています。銀河宇宙線から銀河外宇宙線への移行を実験的に証明したものはまだありませんが、約 10 17.5 eV 未満の宇宙線は銀河起源であると考えられています。超新星 (SN) 爆発が宇宙線を約 10 15 eVのエネルギーまで加速するというコンセンサスはありますが、実験的証拠を得ることは困難でした。理論的な議論は、SN で放出されるエネルギーが銀河内で観測される宇宙線を維持するのに十分であり、SN による強い衝撃波の生成が一次フェルミ加速を可能にするという前提に基づいています。したがって、今後の実験の課題は、超新星がハドロン宇宙線をニーまで加速する場所であることを確認し、10 15 eV を超える銀河宇宙線の発生源を特定することです。
銀河からの拡散ガンマ線放射は、宇宙線の起源を探る手がかりにもなります。この放射は、ハドロン宇宙線と星間ガスとの相互作用、それに続く中性パイ中間子の崩壊、そして高エネルギー電子とガスおよび放射線場（電波、マイクロ波、赤外線、可視光、紫外線、磁場）との相互作用によって生じます。物質と放射線の分布が他の測定によって分かっている場合、拡散放射の情報があれば、銀河全体における宇宙線フラックスとスペクトルを測定することができます。この情報は、銀河内で最近粒子加速が起こった領域を特定するために利用できます。
20個以上の活動銀河核（AGN）が超高エネルギー（VHE）ガンマ線で検出されており、静止時のフラックスの最大50倍にも達する極端なフレアが観測されている。ガンマ線は、高エネルギー電子および/または陽子と低エネルギー光子との相互作用によって生成される。光子の発生源を説明するモデルはいくつかあり、同じ電子群によるシンクロトロン放射、降着円盤からの放射、宇宙マイクロ波背景放射光子などが挙げられる。これらのモデルを区別するには、複数の波長とマルチメッセンジャーアプローチを用いた同時観測が必要である。VHEエネルギーでのモニタリングは、このような観測を開始する効率的な方法である。なぜなら、最もエネルギーの高いガンマ線は最も極端な変動性を示し、最もエネルギーの高い粒子をプローブするからである。HAWCは、 Markarian 421で観測されたような強いフレアを、30分以内に10σを超える感度で検出できる。
フェルミ衛星は、数GeVのガンマ線を放出する長短両方のガンマ線バーストを観測した。これらのGRBのいずれにおいても高エネルギーカットオフは観測されず、最も明るい3つのバーストで観測された最高エネルギーのガンマ線は、それぞれGRB 080916C、090510、090902B、090926で70、60、94、61 GeVのエネルギーで放出された（観測された赤方偏移で補正済み）。最高エネルギーのガンマ線は、対生成相互作用による減衰を避けるのに十分なほど静止系エネルギーと光子密度が低くなるように、流出のバルクローレンツ因子がほぼ1000であることを必要とする。フェルミLATの観測によると、最も強いGeV放射はすぐに発生し、低エネルギーでの放射よりも長く続く。この即時放射を観測し、特に090510のような即時放射の持続時間が0.5秒未満であるバーストの場合、高エネルギーでのその広がりを決定するには、HAWCのような広い視野と高いデューティ比を持つ観測所が必要である。
HAWCは、これらの観測を超高エネルギー領域まで継続できる感度を備えている。100 GeVにおけるHAWCの実効面積（約100m² ）は、Fermi-LATの100倍以上である。
HAWCは、TeV宇宙線に対する非常に高感度な検出器です。HAWCで検出される宇宙線は膨大な数に上り、ガンマ線源の探索においては望ましくないバックグラウンドとなりますが、同時に宇宙線フラックスの等方性からのわずかなずれを精密に測定することも可能にします。ここ数年、北半球と南半球の宇宙線検出器は、TeV宇宙線の到来方向分布にパーミルレベルの異方性があることを発見しました。これらのエネルギーの荷電粒子の到来方向は銀河磁場によって完全に乱されると予想されるため、これらのずれは驚くべきことであり、宇宙線の発生源から地球への伝播経路がまだ解明されていないことを示唆しています。宇宙線の到来方向分布をマッピングして異方性を高感度で研究することは、HAWCの主要な科学目標の一つです。
高エネルギー天体観測は、基礎物理学を探求する独自の可能性を秘めています。しかし、天体観測から基礎物理学を導き出すことは複雑であり、天体源の深い理解が必要です。新しい物理学による背景からのずれを判断するためには、天体物理学の背景を理解する必要があります。場合によっては、天文学者は、ダークエネルギーを測定するための標準光源として超新星を使用するなど、天体物理学の背景の理解に貢献できます。しかし、基礎物理学を導き出すためには、高エネルギー物理学者が高エネルギー天体現象を検出し、説明する必要があります。TeVガンマ線空のHAWC深宇宙サーベイは、新しい基礎物理学効果を探索するために天体源の特性を特徴づけるために必要な偏りのない画像を提供します。HAWC調査の例としては、次のものがあります。
HAWCの建設と運営は、米国国立科学財団、米国エネルギー省高エネルギー物理学局、メキシコ国立科学技術評議会（CONACyT）、およびロスアラモス国立研究所の研究所主導研究開発（LDRD）プログラムによって共同で資金提供されています。
その他の重要な資金源は以下のとおりです。
2017年、HAWCは宇宙線スペクトルの最初の測定結果を発表し[ 3 ] 、反物質の陽電子過剰の観測結果に関する新たな結果も発表した[ 4 ]。
2023年、HAWCは、宇宙線と太陽大気中のガスとの相互作用によって生成された、太陽から飛来するTeVエネルギーのガンマ線の最初の検出を報告した。[ 5 ] [ 6 ]
2024年、科学者たちは高高度水チェレンコフ（HAWC）観測所によって収集された7年間のデータを使用して、銀河中心（GC）領域からの超高エネルギー（UHE）ガンマ線の観測を報告した。[ 7 ]
ウィキメディア・コモンズにある高高度水チェレンコフ実験に関連するメディア