ベリタス

ベリタス

VERITAS – 4台の望遠鏡の配列
別名	超高エネルギー放射線画像望遠鏡アレイシステム
の一部	フレッド・ローレンス・ホイップル天文台
場所	アリゾナ
座標	北緯31°40′30″ 西経110°57′07″ / 北緯31.6751° 西経110.952° / 31.6751; -110.952
高度	1,268メートル（4,160フィート）
初光	2005年2月1日、2007年4月
望遠鏡スタイル	天文台の ガンマ線望遠鏡
望遠鏡の数	4
直径	12メートル（39フィート4インチ）
角度分解能	0.1度
収集エリア	100,000 m 2 (1,100,000平方フィート)
Webサイト	veritas.sao.arizona.edu
VERITASの所在地
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VERITAS ( Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System ) は、 GeV – TeV光子エネルギー範囲のガンマ線天文学用の 4 つの 12 メートル光学反射鏡アレイを備えた主要な地上ガンマ線観測所です。VERITAS は、イメージング大気チェレンコフ望遠鏡技術を使用して、大気シャワーとして知られる地球の大気中の粒子シャワーの原因となるガンマ線を観測します。VERITAS アレイは、米国アリゾナ州南部のフレッド・ローレンス・ホイップル天文台にあります。VERITAS反射鏡の設計は、同じ場所にある以前のホイップル 10 メートル ガンマ線望遠鏡と似ていますが、サイズが大きく、光学収差をより適切に制御できるように焦点距離が長くなっています。 VERITAS は、複数の場所から大気チェレンコフシャワーを観測するために配備された一連の撮像望遠鏡で構成され、100 GeV ～ 10 TeV 帯域で最高の感度 (50 GeV ～ 50 TeV までの感度) を実現します。2007 年に完成したこの非常に高エネルギーの観測所は、その大きな収集領域とより高いエネルギー帯域のカバー範囲により、 フェルミ ガンマ線宇宙望遠鏡の広域望遠鏡 (LAT) を効果的に補完します。

VERITAS は、直径 12 m の撮像型大気チェレンコフ望遠鏡4 台で構成され、隣接する望遠鏡間の距離は約 100 m (330 フィート) です。^[1]各望遠鏡は、大型で可動式の光学反射鏡と高速光電子増倍管カメラで構成されています。広範囲にわたる空気シャワーで生成されるチェレンコフ光を立体的に観測するには、複数の望遠鏡を並べて配置する必要があります。これらの立体的な観測により、粒子シャワーの形状を正確に再構築できるため、単一の望遠鏡を使用する場合に比べて角度とエネルギーの分解能が大幅に向上します。入射するシャワーの角度方向は、各望遠鏡でシャワーの広がりの中心軸を見つけ、それらの軸が交差するまで追跡することで決定されます。これらの軸の交差点によって、上層大気で空気シャワーを開始した一次粒子 (宇宙線またはガンマ線) の入射方向が決まります。また、シャワーの中心位置、つまり一次粒子が地上で相互作用しなかった場合の推定位置も決まります。一次粒子のエネルギーは、各望遠鏡で測定されたチェレンコフ光の総量と、その望遠鏡からシャワーコアまでの距離から決定されます。

個々の望遠鏡はそれぞれ、直径 12 m の口径と 3.5 度の視野を持っています。望遠鏡は、球面反射鏡を使用し、構築と調整が簡単なデイヴィス・コットン光学設計に基づいて構築されています。この設計により、チェレンコフ光子がカメラに到達するまでに多少の時間のばらつきが生じますが、このばらつきは小さいです (約 4 ナノ秒)。^[2]反射鏡は、剛性のある光学支持構造に取り付けられた、六角形の 350 個の個別の鏡面で構成されています。各望遠鏡のカメラには、499 個の個別のピクセル (高速 26 mm 直径光電子増倍管) があります。VERITAS は、他のIACTと同様に、地上で検出できるほど十分な大気チェレンコフ光を生成する一次粒子に対して感度があります。その感度範囲は 50 GeV から 50 TeV です (ただし、スペクトル再構成は、ソースの強度に応じて少なくとも 100 GeV までは開始されません)。エネルギーと角度の分解能は入射ガンマ線のエネルギーに依存しますが、1 TeV ではエネルギー分解能は約 17%、角度分解能は 0.08 度 (65% の封じ込め半径) です。アレイ全体のピーク有効面積は、1 TeV 以上で 100,000 平方メートルです。ガンマ線フラックスがかに星雲のわずか 1% の非常に弱い天体源は、VERITASによって 25 時間未満の観測で検出できます。より強い源は、大幅に短い時間で検出できます。

背景イベント（ハドロンシャワーやミューオンなど）やノイズ（星の光や月の光など）とターゲットデータ（ガンマ線によって生成される電磁シャワーなど）を区別するために、VERITASは3段階のトリガーシステムを採用している。レベル1は、定率弁別器を使用した各ピクセルのレベルクロッシングに対応する。レベル2はパターン選択トリガーで、コンパクトな形状を持つ光子のようなシャワーを選択し、各カメラでよりランダムな形状を生成する背景シャワーの大部分を排除する。レベル3はアレイトリガーで、複数の望遠鏡でシャワーの到着時間が一致するかどうかを調べる。^[3]

上層大気中のガンマ線によって生成されるチェレンコフ光は非常に暗いため、VERITAS は晴れて暗い空の下で最もよく観測します。曇りや雨、または月が非常に明るいときは観測できません。ただし、月が暗いか中程度の明るさのとき (通常、照度が 60% 未満) は定期的に観測が行われます。年間の総観測時間は通常約 1,200 時間です (そのうち約 200 ～ 250 時間は照度が 20 ～ 60% の明るい月明かりのときです)。観測所は、地元のモンスーン条件のため、通常 7 月と 8 月にはデータを収集しません。

VERITASは、ホイップル10mガンマ線望遠鏡の成功を受けて、 100GeVを超える超高エネルギー（VHE）ガンマ線空を探索するように設計されました。ホイップル望遠鏡は、10mの大型反射鏡と組み合わせた撮像チェレンコフカメラの使用を開拓し、 1989年に初めてVHEガンマ線源であるかに星雲を決定的に検出しました。[ ^4]その後、ラ・パルマ島のHEGRA望遠鏡は、撮像大気チェレンコフ望遠鏡のアレイを使用して、1TeVを超える優れた感度を実証しました。VERITASは、低エネルギー閾値用の大型反射鏡を備えたアレイでの立体観測の利点を組み合わせています。ホイップル望遠鏡と比較して、VERITASはより大きな12m直径の反射鏡、改善された光学系と光収集効率、およびより細かいピクセル化されたカメラを採用しています。記録 (500 MS/s のカスタムメイドのフラッシュ ADC を使用) とトリガー エレクトロニクス (高度な 3 レベル システムを使用) は、以前の機器に比べて大幅に改善されました。VERITAS は、CANGAROO-III、HESS、MAGICという 3 つの他の画像化大気チェレンコフ望遠鏡 (IACT) アレイとともに、1990 年代に考案されました。VERITAS は現在、西半球で稼働している唯一の IACT アレイです。

VERITAS（当時はVHEGRAと呼ばれていた）の最初の提案は、 1995年にスミソニアン天体物理観測所（SAO）のトレバー・ウィークスによってスミソニアン協会に提出された。この提案では、直径10メートルのチェレンコフ望遠鏡9台のアレイについて説明されていた。1998年、最初のVERITAS共同会議がシカゴ大学で開催されました。2000年、7台の望遠鏡アレイとしてのVERITASのコンセプトは、2000年天文学と天体物理学の10年調査で中規模プロジェクトとして推奨されました。^{[5]アリゾナ州の2つの提案された場所（}ホプキンス山の麓のモントーサ渓谷とキットピーク）での困難と利用可能な資金の減少により遅延が発生しました。 4台の望遠鏡アレイ（現在では直径12mの反射鏡を装備）の提案は2002年に好意的に検討され、VERITASの建設は2003年にフレッド・ローレンス・ホイップル天文台で開始された。最初のプロトタイプ望遠鏡は望遠鏡1号として完成し、2004年に初点灯した。望遠鏡2号の建設は2005年に完了し、その年に最初の立体観測が開始された。望遠鏡3号と4号は2007年初めまでに完成し、完全な望遠鏡アレイの初点灯式は2007年4月27日と28日に行われた。^[6] VERITASの通常の科学運用は2007年9月に開始された。VERITASの建設は主に米国エネルギー省、国立科学財団、スミソニアン協会によって資金提供された。追加の建設資金は英国のエンタープライズ・アイルランド（現アイルランド科学財団）と素粒子物理学・天文学研究会議によって提供された。

VERITAS の改良とアップグレードは、2007 年以来定期的に行われてきました。望遠鏡 1 号は、アレイ形状 (およびガンマ線感度の向上) を改善するために、2009 年の夏に新しい場所に移動されました。^[1] 2009 年から 2011 年にかけて、VERITAS ミラー ファセットの配置を改善し、レベル 2 トリガー システムを置き換えるアップグレード プログラムが実行されました。さらに、2012 年の夏には、すべてのカメラ光電子増倍管が高量子効率管にアップグレードされ、特にガンマ線エネルギー範囲の低端付近での感度がさらに向上しました。当初の設計感度と比較すると、VERITAS の実際の達成感度は大幅に向上し、弱いガンマ線源の検出に必要な時間が 2 分の 1 以上短縮されました。^[6]

2017年6月、ホイップル天文台でVERITAS科学の10周年を祝う式典が開催されました。^[7]

VERITAS は、天文学、超高エネルギーガンマ線の新波長帯での宇宙探査、物理学、標準素粒子物理学モデルを超える現象の新粒子の探索の重要な側面を組み合わせた幅広い科学プログラムを実施しています。追求する基本的な質問には、銀河系内 (特に宇宙線の起源の理解に重点を置く) および銀河系外における宇宙粒子加速の理解、中性子星やブラックホールなどのコンパクト天体の近くの極限環境の調査、暗黒物質および銀河間磁場の性質、これらの極限ガンマ線エネルギーで光速度が一定であるかどうかなどがあります。VERITAS の観測プログラムには、超新星残骸、パルサー、パルサー風星雲、連星系、銀河中心の謎のガンマ線源などの銀河系源が含まれます。銀河系外源には、活動銀河核、スターバースト銀河、ガンマ線バーストが含まれます。 VERITAS 観測の重要な要素は、高速電波バースト(FRB)、高エネルギーニュートリノ、重力波イベントなど、多波長およびマルチメッセンジャーの追跡に関連するものです。VERITAS には広範な暗黒物質プログラムがあり、暗黒物質粒子の消滅によって生じる VHE ガンマ線を見つけるために間接的な探索が行われます。これらの探索のほとんどは、銀河中心と矮小球状銀河を対象としています。2017 年から、VERITAS 科学プログラムは、小惑星掩蔽と恒星の強度干渉法の高時間分解能測定による光波長帯の観測を含むように拡張されました。

2020 年現在、VERITAS の研究により 58 人の博士号取得者と 100 件を超える査読付き出版物が誕生しています。図に示すように、VERITAS は 63 個の超高エネルギーガンマ線の天体物理学的発生源を検出しました (2020 年 1 月現在)。最初の VERITAS 発生源カタログには 6 個の発生源しかありませんでした。

VERITAS の科学的ハイライトには次のようなものがあります。

• 2008年:非常に高いエネルギーを持つ中間周波数ピークBL Lacertae (IBL)型の最初のブレーザーW Comae ^[8]が発見され、続いて2番目のIBL 3C 66Aが発見されました。^[9]

• 2009年：ガンマ線エネルギーを放射する最初のスターバースト銀河、シガー銀河（M82）の発見。 ^{[10] [11]この結果は、}活動銀河核のジェットで見られる極端なプロセスとは対照的に、銀河系で見られる典型的な天体物理学的プロセスを通じてガンマ線が生成されると考えられる最初の銀河系外天体として検出されたため、重要でした。^[12]

• 2010年、クラゲ星雲またはIC 443からの拡張ガンマ線放射の検出^[13] 、続いてVERITASによる詳細な形態学的研究が行われ、Fermi-LATのデータと組み合わせると、銀河の超新星残骸による宇宙線の加速の強力な証拠が得られました^{[14] 。}

• 2011年：かにパルサーから100GeVを超えるガンマ線放射の新しい予想外の成分が発見され、既存のパルサーモデルに重大な挑戦を投げかけた。^[15]

• 2011年：ティコ超新星残骸からのTeVガンマ線放射の発見。^[16]この残骸は、銀河系における数少ない歴史的な超新星の一つから生じたものである。

• 2013年: VERITASによるVHEガンマ線観測と超長基線干渉計による高角度分解能観測を組み合わせることで、活動銀河核のジェット中のガンマ線放射の位置を特定した。^[17]

• 2015年：赤方偏移値約1のクエーサーPKS 1441+25からのTeVガンマ線を検出。このエネルギーの光子に対する宇宙の一般的な透明性を示唆。^[18]

• 2018年： BL Lac天体 TXS 0506+056の方向からのVHEガンマ線を検出^[19]。これは、 IceCubeニュートリノ望遠鏡によって報告された高エネルギーニュートリノイベントIC 170922Aと一致しています。
• 2019-2020年：撮像大気チェレンコフ望遠鏡による恒星の角直径の直接測定^[20]と、最新の望遠鏡システムによる恒星強度干渉測定の実証^{[21] 。}

VERITASの研究者は、市民科学を実施するためにIACTを使用する先駆者でもあります。ミューオンイベントの検出を改善するために、 Zooniverseプラットフォーム上にミューオンハンタープロジェクトが作成されました。このプロジェクトでは、VERITASで撮影された画像を表示し、市民ボランティアが画像をミューオンイベントまたは非ミューオンイベントとして分類する必要がありました。その後、研究者は、標準的な分析よりも優れたパフォーマンスを発揮する機械学習アルゴリズムをトレーニングしました。 ^[22] Muon Hunter 2.0では、プロジェクトは異なる機械学習アプローチで結果を改善しようとします。^[23]

VERITASコラボレーションは、2000年に3カ国の9つのメンバー機関の間でチーム協定が締結され、正式に結成されました。メンバー機関は、米国のアイオワ州立大学、パデュー大学、スミソニアン天体物理観測所、カリフォルニア大学ロサンゼルス校、シカゴ大学、ユタ大学、セントルイス・ワシントン大学、英国のリーズ大学、アイルランドのダブリン国立大学です。2008年には、更新された協定により、10番目のメンバー機関であるカナダのマギル大学が加わりました。メンバー機関の代表者は、コラボレーション内での最終的な意思決定機関として機能するVERITAS Executive Council (VEC)を構成します。^[6]

2008 年には、VERITAS の科学プログラムを統括する VERITAS 科学委員会に代表者を置く協力機関が加わり、協力関係が拡大しました。当初の協力機関は、アドラー プラネタリウム、バーナード カレッジ、コーク工科大学、デポー大学、ゴールウェイ メイヨー工科大学、グリネル カレッジ、アイルランド国立大学ゴールウェイ校、カリフォルニア大学サンタクルーズ校、アイオワ大学、マサチューセッツ大学アマースト校でした。

2019年現在、VERITASコラボレーションは、カナダ、ドイツ、アイルランド、米国の機関から約80名の科学者で構成されています。参加機関は、バーナード大学、コロンビア大学、コーク工科大学、DESY、ジョージア工科大学、アイオワ州立大学、マギル大学、アイルランド国立大学ゴールウェイ校、パデュー大学、スミソニアン天体物理観測所、ユニバーシティ・カレッジ・ダブリン、カリフォルニア大学ロサンゼルス校、カリフォルニア大学サンタクルーズ校、シカゴ大学、デラウェア大学、アイオワ大学、ミネソタ大学、ユタ大学、セントルイス・ワシントン大学です。他の多くの機関からの非所属メンバーや準会員もいます。^[6]

VERITAS 科学委員会の議長はスポークスマンです。共同研究のリーダーシップを支援する副スポークスマンがいます。VERITAS スポークスマンと副スポークスマンの時系列リストは、以下の表に示されています。2007 年から、スポークスマン/副スポークスマンの任期は 2 年で、再選される可能性があります。

2019 年現在、VERITAS の運営資金は、米国の国立科学財団とスミソニアン協会、カナダの自然科学・工学研究会議、ドイツのヘルムホルツ協会から提供されています。

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