ピエール・オージェ天文台

ピエール・オージェ天文台

マラルグエのコントロールビル
名前の由来	ピエール・ヴィクトル・オージェ
場所	アルゼンチン、 メンドーサ州マラルグエ
座標	南緯35°12′24″ 西経69°18′57″ / 南緯35.20667° 西経69.31583° / -35.20667; -69.31583
組織	多国籍
天文台コード	I47
高度	1330 m～1620 m、平均約1400 m
波長	330～380 nm UV（蛍光検出器）、10 17～10 21  eV 宇宙線（表面検出器）
構築済み	2004～2008年（建設中にデータを取得）
望遠鏡スタイル	ハイブリッド（表面＋蛍光検出器）
Webサイト	公式サイト
ピエール・オージェ天文台の位置
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ピエール・オージェ観測所はアルゼンチンにある国際宇宙線観測所で、超高エネルギー宇宙線（ほぼ光速で移動し、それぞれが100万光年を超えるエネルギーを持つ亜原子粒子）を検出するために設計されています。10 ¹⁸  eV。地球の大気中では、このような粒子が空気の原子核と相互作用して、さまざまな他の粒子を生成します。これらの効果粒子 (「空気シャワー」と呼ばれます) は検出および測定できます。しかし、これらの高エネルギー粒子の到着率は 1 世紀あたり 1 km ²あたりわずか 1 個と推定されているため、オージェ観測所は、これらのイベントを多数記録するために、ロードアイランド州またはルクセンブルクと同じ広さの 3,000 km ² (1,200 平方マイル)の検出エリアを作成しました。オージェ観測所は、アンデス山脈に近いアルゼンチンのメンドーサ州西部に位置しています。

建設は2000年に始まり、^[1]観測所は2005年から生産グレードのデータを収集しており、2008年に正式に完成しました。北側のサイトは米国コロラド州南東部に位置し、ラマーコミュニティカレッジがホストすることになっていました。また、水チェレンコフ検出器と蛍光望遠鏡で構成され、オージェサウスの3.3倍の広さである10,370 km ²の面積をカバーすることになっていました。

この観測所はフランスの物理学者ピエール・ヴィクトル・オージェにちなんで名付けられました。このプロジェクトは1992年にジム・クローニンとアラン・ワトソンによって提案されました。現在、世界中の約100の機関^[2]から500人以上の物理学者が協力して、アルゼンチンのサイトの維持管理とアップグレード、測定データの収集と分析を行っています。参加15カ国が5000万ドルの建設予算を分担し、それぞれが総費用のわずかな部分を負担しています。

宇宙からは、超高エネルギー宇宙線が地球に到達します。これらは、単一の亜原子粒子（陽子または原子核）で構成されており、それぞれが1000万を超えるエネルギーレベルを持っています。10 ¹⁸  eV。このような単一粒子が地球の大気圏に達すると、そのエネルギーは、すべて光速に近い速度で動く電子、光子、ミューオンなど、他の何十億もの粒子を生成することによって消散します。これらの粒子は縦方向 (単一粒子の入射経路に対して垂直) に広がり、軸の近くで強度が増した、前進する粒子面を生成します。このような現象は「空気シャワー」と呼ばれます。大気圏を通過すると、この粒子面は、蛍光効果と呼ばれる人間の目には見えない紫外線を生成し、ほぼ直線的な稲妻の軌跡のパターンを形成します。これらの軌跡は、蛍光検出器と呼ばれる、少し高い位置から領域を見下ろす特殊な望遠鏡で高速で撮影できます。その後、粒子が地球の表面に到達すると、水槽に到着したときに検出されます。水槽では、チェレンコフ効果により青色の可視光が発生します。感度の高い光電管でこれらの衝撃を捉えることができます。このようなステーションは、水チェレンコフ検出器または「タンク」と呼ばれます。オージェ天文台には、同じ領域をカバーする両方のタイプの検出器があり、非常に正確な測定が可能です。

エアシャワーが地上の複数のチェレンコフ検出器に当たると、基本的な幾何学を使用して光線の方向を計算できます。影響を受ける各地上ステーションの密度から、縦軸のポイントを決定できます。衝突場所の時間差に応じて、軸の角度を決定できます。軸が垂直の場合にのみ、すべての地上検出器がまったく同じ瞬間を記録し、軸が傾くと、最も早い着陸と最も遅い着陸の間に時間差が生じます。^[3]

宇宙線は1912 年にヴィクター・ヘスによって発見されました。彼は (エッフェル塔とヘスが操縦する熱気球を使用して) 異なる高度での電離の差を測定しました。これは単一光線の大気の薄化 (つまり拡散) の兆候でした。日食中に測定することで太陽の影響は排除されました。多くの科学者がこの現象を研究し、時には独立して研究した結果、1937 年にピエール・オージェは、単一光線が空気の原子核と相互作用して電子と光子の空気シャワーを引き起こしたという詳細な結論を下しました。同時に、3 番目の粒子であるミューオン (非常に重い電子のように振る舞う) が発見されました。

1967年、リーズ大学は水チェレンコフ検出器（または表面ステーション、深さ1.2メートルの小さな水盆、タンクとも呼ばれる）を開発し、200個のタンクを使用してハベラ公園に12 km ^2の検出エリアを作成しました。タンクは4つずつ三角形（Y）の地上パターンに配置され、三角形のサイズは異なっていました。観測所は20年間稼働し、オージェ天文台の地上検出システムの主要な設計パラメータを作成しました。後年、研究チームを率いてオージェ天文台コラボレーションを共同で開始したのは アラン・ワトソンでした。

一方、ボルケーノランチ（ニューメキシコ州、1959～1978年）、フライズアイ（ユタ州ダグウェイ）とその後継機である「HiRes」または「フライズアイ」と呼ばれる高解像度フライズアイ宇宙線検出器（ユタ大学）から、蛍光検出器の技術が開発されました。これらは光学望遠鏡で、表面領域を見るときに紫外線を撮影するように調整されています。ファセット観測（フライズアイの由来）を使用して、ピクセル化された画像を高速で生成します。1992年、ジェームズ・クロニンが研究を主導し、オージェ観測コラボレーションを共同で開始しました。

ピエール・オージェ観測所は、地上検出器と蛍光検出器の両方を同じ場所で組み合わせた初めての実験であり、相互較正が可能で、それぞれの技術に特有の系統的影響を軽減できるという点でユニークです。チェレンコフ検出器は、3 つの大きな光電子増倍管を使用して、タンク内の水を通過する高エネルギー粒子によって生成されるチェレンコフ放射を検出します。同じシャワーからの高エネルギー粒子が複数のタンクに到着する時間を使用して、元の粒子の移動方向を計算します。蛍光検出器は、雲がなく月のない夜に大気圏を下降する粒子シャワーの輝きを追跡するために使用されます。

1995年、シカゴのフェルミ国立加速器研究所でオージェ観測所の基本設計が行われた。半年間にわたり、多くの科学者が計画中のオージェの主要な要件とコスト見積もりを作成した。^{[3]観測所の面積は5000 km 2}から3000 km ²に縮小する必要があった。

建設が始まると、まず実物大のプロトタイプ、エンジニアリング アレイが設置されました。このアレイは、地上に設置された最初の 40 台の検出器と 1 台の蛍光検出器で構成されていました。すべて完全に装備されていました。エンジニアリング アレイは、2001 年にプロトタイプとして 6 か月間運用され、その後メイン セットアップに統合されました。エンジニアリング アレイは、より詳細な設計選択 (使用する光電子増倍管(PMT) の種類やタンクの水質要件など) や較正を行うために使用されました。^[4]

2003年、世界最大の超高エネルギー宇宙線検出器となった。アルゼンチン、メンドーサ州マラルグエの町の近くにあるパンパ・アマリージャの広大な平原に位置する。基本構成は、3,000平方キロメートル（1,200平方マイル）に渡って分布する1,600個の水チェレンコフ検出器または「タンク」（ハベラパーク実験に類似）と、表面アレイを監視する 24個の大気蛍光検出望遠鏡（FD、高解像度フライズアイに類似）から構成される。

大気測定 (FD 測定) をサポートするために、サポート ステーションがサイトに追加されます。

• 中央レーザー施設ステーション（CLF）
• エクストリームレーザー施設 (XLF)
• 4つの蛍光検出ステーションも稼働しています：ライダー、赤外線雲検出（IRカメラ）、気象ステーション、エアロゾル位相関数モニター（APF、4つのうち2つ）、光学望遠鏡HAM（1つ）とFRAM（1つ）
• 気球発射ステーション（BLS）：2010年12月まで、顕著な流星が降った数時間以内に気象気球が打ち上げられ、高度23kmまでの大気データを記録した。^[5]

この観測所は2005年から良質のデータを収集しており、2008年に正式に完成した。

2007 年 11 月、オージェ プロジェクト チームはいくつかの予備的な結果を発表しました。この結果では、27 の最高エネルギー イベントの発生方向が活動銀河核(AGN) の位置と相関していることが示されました。^[6]しかし、その後のより大規模なデータ サンプルを使用したテストでは、当初観測された相関の程度の高さは、統計的な変動によるものである可能性が高いことが明らかになりました。^[7]

2017年、12年間の観測データから、1000万エネルギー以上の宇宙線の到来方向に大きな異方性があることが発見されました。8 × 10 ¹⁸  eV 。これは、これらの超高エネルギー宇宙線の起源が銀河系外（つまり、銀河系外）にあることを裏付けています（超高エネルギー宇宙線を参照）。^[8] しかし、どのような種類の銀河がこれらの超高エネルギー宇宙線の加速に関与しているかはまだわかっていません。この問題は、ピエール・オージェ天文台のオージェプライムアップグレードによって調査中です。

ピエール・オージェ・コラボレーションは、地上アレイイベントの50 EeV以下の1パーセントを（アウトリーチ目的で）公開しています（10 ¹⁸  eV）。高エネルギーイベントには、より多くの物理的分析が必要となるため、この方法では公開されません。データは、Public Event Display Web サイトで調べることができます。

2021年10月現在、米国マディソンで開催された2019年国際宇宙線会議で発表されたデータの一部（10パーセント）が公開されています。^[9]

新しい検出技術と（^{[いつ? ]}から^{[いつ? ]}）^[要出典]観測所のアップグレードの可能性に関する研究開発が行われました。これには以下が含まれます。

• より高い高度をカバーできる蛍光検出望遠鏡3台（HEAT - 高高度オージェ望遠鏡）
• 地下のミューオンカウンターと組み合わせた 2 つの高密度ネスト型表面検出器アレイ (AMIGA - 地上アレイ用のオージェミューオンとインフィル)
• 周波数範囲30～80MHzのシャワーカスケードからの電波放射を検出するためのプロトタイプの電波望遠鏡アレイ（AERA - オージェエンジニアリング無線アレイ）
• シャワー電子からのマイクロ波放射（周波数約4GHz）の検出に関する研究開発

AugerPrime は、2019 年から建設中のピエール・オージェ天文台の大規模なアップグレードです。

• 表面検出器はシンチレーション検出器と無線アンテナによって強化される。
• FD測定のデューティサイクルは、月明かりのある夜も含め、最高エネルギーまで拡張される。
• AMIGAが完成します。表面検出器の20 km ^{2の密集した領域で、各表面検出器に地下ミューオン検出器が装備されます。}

これらすべての機能強化は、ピエール・オージェ観測所の測定精度、特に一次宇宙線粒子の質量の向上を目的としています。

アルゼンチンは2007年7月14日にこの天文台を記念した切手10万枚を発行した。切手には、手前に地表検出器タンク、背景に蛍光検出器の建物、そして「10 ²⁰  eV」と大きな文字で書かれている。^{[10] [11]}

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ウィキメディア・コモンズには、ピエール・オージェ天文台に関連するメディアがあります。

• 最高エネルギー宇宙線と近傍の銀河系外天体の相関関係: Science 2007 (購読が必要)。Arxiv プレプリント (無料ですが公式ではありません)。
• 雨を降らせよう 対称性2005年2月

• 公式サイト
• 公開イベント表示
• 南部サイトのウェブサイト（スペイン語と英語）
• 天文台のFlickrウェブサイト
• COSMUS – PAO のビジュアル: ムービー、Malargüe サイト上の宇宙線シャワーのアニメーション 3D モデル、およびステレオ写真が含まれます。
• ASPERA 欧州宇宙素粒子物理学ネットワーク
• Astroparticle.org – ヨーロッパの天体粒子物理学ポータル
• 宇宙線の検出: オージェ観測所と最先端科学 - アンジェラ・オリント氏へのインタビュー (ビデオ)