(n)とは？

スーパーカミオカンデ(SK)
T2K
XMASS
宇宙ニュートリノ研究部門
研究目的：
ニュートリノや他の素粒子を通して
宇宙・素粒子物理学の謎を解明する
中畑雅行
[email protected]
スーパーカミオカンデ検出器内部
ニュートリノ(n)とは？
• 基本的な素粒子の１つだ
ニュートリノ振動の概念
が、詳細な性質に関して
はまだ分かっていない。
e
• SKでn振動の精密観測から、
nに質量があることがわ
太陽
かった＝素粒子の標準模
ニュー
型を越えた初めての実験
トリノ
？
結果(10年前)
振動
• 振動パラメータの精密測
定などは、素粒子物理の
理解には不可欠。
• 日本はn実験で世界のトッ
大気ニュー
プクラス。
m トリノ振動
t
n
n
n
宇宙線研は主導的役割を果たしている研究機関の１つ
宇宙ニュートリノ研究部門
教授・准教授の
神岡宇宙素粒子研究施設
主要な研究内容
鈴木 SK低エネルギー
XMASS
中畑 SK低エネルギー
XMASS
研究室
森山 SK中高エネルギー XMASS 訪問は
塩澤 SK中高エネルギー T2K
この場
早戸 SK中高エネルギー T2K
所です
岸本 SK低エネルギー
XMASS
宇宙ニュートリノ観測情報融合センター
梶田 SK中高エネルギー T2K
教授/准教授:7名、助教/特任准教授/特任助教: 14名、
研究員: 4名、大学院生: 11名
スーパーカミオカンデ検出器
エレキハット
50000トンの純
水
•約11000本の
コントロール室 20インチ光電子
増倍管(PMT)
内水槽
•1996年観測開
始
荷電粒子
•1998年、
純水装置
ニュートリノ振
Ikeno-yama
1km
Kamioka-cho, Gifu
動を世界で初め
チェレンコフ光
(2700mwe)
て観測した
3km
2km
•2008年９月、
Mozumi
Atotsu
SK
電子回路を更新
39.3m
しSK-IV運転中
ニュートリノ
41.4
m
外水槽
• n精密観測には大型検出器が必要
•SKは世界最大の水チェレンコフ検出器
The Super-Kamiokande Collaboration
解析グループの打ち合わせは週に１回
全体ミーティングは年に２回
議論は英語
神岡での実験シフト：１日あたり４人(+backup)
(10年以上続いている)
世界の研究者が神岡を訪れる。
研究分野を代表する実験装置が身近にある。
研究者として習得できることが非常に多い。
1 Kamioka
Observatory, ICRR, Univ. of Tokyo, Japan 19 University of Minnesota, Duluth, USA
2 RCCN, ICRR, Univ. of Tokyo, Japan
3 Boston University, USA
4 Brookhaven National Laboratory, USA
5 University of California, Irvine, USA
6 California State University, Dominguez Hills, USA
7 Chonnam National University, Korea
8 Duke University, USA
9 George Mason University, USA
10 Gifu University, Japan
11 University of Hawaii, USA
12 Indiana University, USA
13 KEK, Japan
14 Kobe University, Japan
15 Kyoto University, Japan
16 Los Alamos National Laboratory, USA
17 Louisiana State University, USA
18 University of Maryland, College Park, USA
20 Miyagi University of Education, Japan
21 Nagoya University, Japan
22 SUNY, Stony Brook, USA
23 Niigata University, Japan
24 Okayama University, Japan
25 Osaka University, Japan
26 Seoul National University, Korea
27 Shizuoka University, Japan
28 Shizuoka University of Welfare, Japan
29 Sungkyunkwan University, Korea
30 RCNS, Tohoku University, Japan
31 Tokai University, Japan
32 Tokyo Institute for Technology, Japan
33 University of Tokyo, Japan
34 Tsinghua University, China
Oct.
35 Warsaw University, Poland
36 University of Washington, USA
~130 collaborators
36 institutions
5 countries
From a paper
submitted in
Jan. 2008
2007~ IPMU
数物連携宇宙研究機構
神岡宇宙素粒子研究施設
研究棟
計算機棟
• 坑内実験エリア
– SK, XMASS, CLIO, …
– 日本最大、世界でも有数
の精密物理実験エリア
• 研究棟、計算機棟
国道41号
– 1120core linux PC
– 700TB disk
– 端末70台
• 宿泊棟
宿泊棟
– 17single room, 1twin,
和室、食堂
（大学院生室は柏と神岡
の両方にあります。）
研究環境は快適
見学歓迎！
SKでの低エネルギーn観測
• 太陽ニュートリノ
(~MeV)
– ニュートリノ振動の精密解析
– 太陽モデルの検証
• 超新星爆発ニュートリノ
– バーストニュートリノ
• 銀河中心で起これば～8000事象観測可能。
• 超新星爆発の理論解明に大きく貢献できる。
– 過去の超新星爆発によるニュートリノ
• 未発見。SKではもう少しで発見できそう。
• 新しい物理現象の探索
– モノポール、n磁気モーメント、…
太陽ニュートリノ
4p  4He + 2e+ + 2ne+25MeV
エネルギー領域 0-18MeV
地上で、~660億 ne /秒/cm2
最も強力なニュートリノ源
太陽中心付近での核融合時
に電子nが生成される
ニュートリノ振動の研究
太陽の内部構造の研究
SKでの反応：
n+en+e
１日に15事象程度
(5MeV以上)
光は太陽の表面観測のみ
nは現在の太陽内部を直接
観測している(nのみ可)
P(ne  ne)
太陽中でのニュートリノ振動
真空中の振動
物質の効果ほとんどなし
（真空振動）
SKが測る領域
物質効果
P(ne → ne)
1
pp
0.8
0.6
物質効果による
歪み
7Be
pep
8B
0.4
0.2
En=10MeV
0 中心
Neutrino energy (MeV)
表面
ニュートリノエネルギー(MeV)
超新星ニュートリノ
１３秒間でKamiokandeが１１現象、IMBが８現象捉えた。
観測された現象から得られた爆発のエネルギー(~3 x 1053 erg)は
超新星爆発のシナリオと一致。
しかし、１９現象では爆発の詳細な情報は得られなかった。
超新星SN1987a
星の一生
ブラックホール
>30xMsun
超新星
~ 25xMsun
~ 10xMsun
中性子星
~ Msun
白色矮星
軽い星
星の重さ（太陽と比べて）
ＮＨＫ出版「百億個の太陽」
P52
重い星は元素の生成工場
４個の水素原子核からヘリウム
(4p → 4He+2e++2ne )
太陽の中央程度の温度、密度（107K、150g/cm3）
３個のヘリウムから炭素
(3 4He → 12C)
更に高い温度、密度
（108K、104g/cm3）
炭素から酸素、ネオン、ナトリウム、マグネシウム
(12C +a→16O, 12C+12C → 20Ne, 23Na, 24Mg…)
超高温度、高密度
酸素からケイ素、鉄
16O+16O → Si, Mg, S, Ar, Ca…
Si + Si → Cr, Fe, Ni…..
超新星爆発直前の星の内部構造
内側から、
鉄
ケイ素
酸素
炭素
ヘリウム
水素
超新星爆発では、中心の鉄の核が一気につぶれて、
中性子星やブラックホールになる。
Super-K:
期待されるイベント数
Neutrino flux and energy spectrum from Livermore simulation
(T.Totani, K.Sato, H.E.Dalhed and J.R.Wilson, ApJ.496,216(1998))
銀河中心
~7,300 ne+p events
~300 n+e events
~360 16O NC g events
~100 16O CC events
(with 5MeV thr.)
10 kpc SNに対して
期待される超新星爆発の信号
時間発展
SN at 10kpc
超新星との方向分布
n+e
中性子化バースト
ne+p
電子散乱の現象を使って
超新星の方向を～５°の
精度で決めることができる
爆発の時間発展を詳細に
みることができる。
ニュートリノ天文学
超新星背景ニュートリノ：
宇宙の始めから積算されてきた超新星ニュートリノ
宇宙には1020個の恒星がある。（109個の銀河、1011星/銀河）
全恒星の約0.3%が超新星爆発に至る。
したがって、宇宙の開闢から今までに約1017回の超新星爆発がお
きてきたことになる。それにともなうニュートリノ（超新星背景ニュー
トリノ）は宇宙に満ちている。
超新星背景ニュートリノのスペクトル
（理論的な計算）
ｚはビッグバンからの時間をあらわし、大きいほ
ど宇宙の初期をあらわす。
超新星背景ニュートリノ(Supernova
Relic Neutrino(SRN))が観測されれば、
宇宙の初めからの重元素合成の歴史
を探ることができる。
予想される信号とニュートリノのバックグラウンド
原子炉 n (ne)
太陽 8B (ne)
太陽 hep (ne)
Constant SN rate (Totani et al., 1996)
Totani et al., 1997
Hartmann, Woosley, 1997
Malaney, 1997
Kaplinghat et al., 2000
Ando et al., 2005
Lunardini, 2006
Fukugita, Kawasaki, 2003(dashed)
SRN予想スペクトル
(ne fluxes)
大気ニュートリノne
スーパーカミオカンデ
の有効体積
期待されるSRN信号の数
0.8 -5.0 事象/年/22.5キロトン
(10-30MeV)
10-30MeVが開かれた観測のエネル
ギー窓
スーパーカミオカンデ（ＳＫ）クラスの
大きな実験装置が必要。ＳＫが世界で
唯一検出可能。
太陽ニュートリノはneが同定できれば除
去できる。（後述）
超新星背景ニュートリノ（SRN）観測の現状
ＳＫによって得られたSRN強度の
上限値は、理論的な予想値の３
倍程度のところまできている。
Number of events/day/22.5kt/0.5MeV
M.Malek et al.(SK-I),Phys.Rev.Lett.90,2003.
10
現在のバックグラウンドレベル
（主に、宇宙線核破砕現象およ
び太陽ニュートリノ）
4
103
102
10
ＳＫの今のSRN観測方法では
バックグラウンドで制限されてし
まっており、このままでは観測の
向上は望めない。
SK-I final data sample
1
-1
10
SSM(BP2004) * 0.4
(efficiencies are considered)
現在のしきい値
-2
10
-3
10
SRN
の予想
-4
10
6
8
10
12
14
16 18 20
Energy (MeV)
バックグラウンドを減らす方法
を開発している。
ガドリニウムによるneの同定
従来の方法：陽電子の信号のみ
新たな方法：陽電子および中性
子の信号を捕える
n
ne p
e
+
従来の信号
Gd
g
付加する信号
この同定方法はJ.BeacomとM.Vagins
により提案された。
(Phys.Rev.Lett.93:171101,2004)
（ガドリニウムを0.2%水に溶かすことに
よって、中性子をガンマ線に９０％の効
率で変換できる。）
陽電子と中性子からの信号は、
時間的、空間的に同期するた
め（約２０マイクロ秒、0.5m以
内）、高い効率でバックグラウン
ドを除去できる。
そのため、解析しきい値を現在
の18MeVから10MeVに下げて、
ＳＲＮの信号を３倍弱増やせる
ことも感度向上の要因。
ガドリニウムを入れるための予備実験
ガドリニウムを溶解させた２００トンの試験用水チェレンコ
フ実験装置を作り、原理検証実験をおこなう。
光電子増倍管
水純化装置
0.2%Gd入り２００ト
ン水タンク
透過率測定装置
ガドリニウム予備試験
透過率測定装置
200 トンタンク
Gd 水循環装置
溶解槽、前処理システム
Feb.16, 2011
21

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