Recent results from Super

再建作業終了後、給水中のスーパーカミオカンデ
Future of Super-Kamiokande
(スーパーカミオカンデ実験の将来)
東京大学宇宙線研究所
神岡宇宙素粒子研究施設
中畑雅行
スーパーカミオカンデの歴史
1996
1997
1998
1999
2000
2001
2002
2003
2004
2005
2006
2007
2008
Start
SK-I
光電子増倍管数
エネルギーしきい値
（太陽ニュートリノ解析）
(光電面被覆率)
11,146
(40%)
5 MeV
5,182
(19%)
7 MeV
SK-III
大気n L/E効果の発見
K2K 最終結果
Full reconstruction (完全再建）
11,129
(40%)
大気n振動の発見
太陽n振動の発見
Accident（事故）
Partial Reconstruction（部分再建）
SK-II
主たる成果
4 MeV(plan)
低エネルギーニュートリノ観測を再開
Solar neutrinos
太陽ニュートリノ観測
ニュートリノによって得られた太陽の像（SK-Iのデータ）
History of solar neutrino experiments in the world
世界で行われてきた太陽ニュートリノ実験の歴史
１年あたりのイベント数
SK future
Homestake
~30events/yea
r
長期にわたるHomestake実験は、「太陽ニュートリノ問題」を提示し、それが「ニュー
トリノ振動」へとつながった。
スーパーカミオカンデによる高精度長期観測は、あらたな知見を与えるに違いない。
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)
Supernova neutrinos
超新星ニュートリノ
超新星SN1987a
超新星爆発とは？
重い星の最後の姿
内側から、
鉄
ケイ素
酸素
炭素
ヘリウム
水素
中心の鉄の核が重力崩壊して、中性子星やブラックホールになる現象。
超新星爆発が我々の身の回りにある物質の源泉
９９％のエネルギーがニュートリノになる。
Supernova SN1987a
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。
スーパーカミオカンデで期待される現象の数
Neutrino flux and energy spectrum from Livermore simulation
(T.Totani, K.Sato, H.E.Dalhed and J.R.Wilson, ApJ.496,216(1998))
5MeV threshold
銀河中心
~7,300 ne+p events
~300 n+e events
(-)
~100 ne+16O events
for 10 kpc supernova
銀河中心でおきれば、
全部で８０００イベント
近い数が期待される。
超新星爆発の時間発展
Time profile of the explosion
SN at 10kpc
平均温度の変化
中性子化バースト
Expected number of events in parentheses
Neutrino oscillations are not taken into account here.
爆発の時間発展を詳
細にみることができる。
電子散乱事象を使えば超新星の方向がわかる
SN at 10kpc
n+e
n+e
ne+p
ne+p
n+e
電子散乱の現象を使って
超新星の方向を２－３°の
精度で決めることができる
n+e
ニュートリノ天文学
ne+p
ne+p
超新星との方向分布
Figure from S.Ando
宇宙の進化
現在
Supernova Relic Neutrinos
(超新星背景ニュートリノ)
期待される超新星背景ニュートリノのスペクトル
Reactor n
Solar 8B
Solar hep
Population synthesis (Totani et al., 1996)
Constant SN rate (Totani et al., 1996)
Cosmic gas infall (Malaney, 1997)
Cosmic chemical evolution (Hartmann et al., 1997)
Heavy metal abundance (Kaplinghat et al., 2000)
LMA n oscillation (Ando et al., 2002)
超新星背景ニュートリノの予想
Atmospheric n
他のニュートリノに邪魔されず、観測できるエネルギー範囲がある。（~10-30MeV)
超新星背景ニュートリノの強度
SK-Iの結果とモデルからの予想
n
SK-Iで得られた上限値: < 1.2 /cm2/sec
SK limit (90% C.L.)
モデルの予想まであと３倍程度。
SK-IIIで感度を上げて観測すれば、発見の可能性がある。
Flux revise
in NNN05
Nucleon decay
(核子崩壊)
Super-Kamiokande
Nucleon Decay Experiment
究極の理論（大統一理論）を探る
Grand Unification
G  SU (2)  U (1)  SU (3)
Quark+lepton
統一
核子崩壊
SK-I (1489日）
SK-II (804日）
全運動量
全運動量
ＳＫでの今までの結果（ pe+p0探索）
全質量
予想される領域に候補は、観測されなかった。
陽子の寿命の下限値：>8.4 x 1033 年
全質量
陽子崩壊から期待され
る範囲
SK-IIIではこのような現象を捉えたい
pge+p0 シミュレーション
e+
g g
しかし、あったとしても高々１個ぐらいかもしれない。
核子崩壊を「確立」するためには、ＳＫでもまだ小さいかもしれない。
メガトンクラスの実験装置（長期的展望）
DOUGHNUTS
(M.Koshiba, 1991)
TITAND (Y.Suzuki)
実験装置の案
Hyper-Kamiokande
UNO
陽子崩壊に対して、1035 – 1036年の感度。
１０００万光年まで超新星爆発をモニター。
（数年に一度の頻度）
まとめ
これからのスーパーカミオカンデでの物理
ニュートリノ振動の精密測定
•太陽ニュートリノエネルギースペクトルの精密測定
•大気ニュートリノ振動の精密観測
•人工ニュートリノの精密実験（Ｔ２Ｋ）
超新星ニュートリノの観測
超新星背景ニュートリノの発見
核子崩壊の探索


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