最先端研究IV: 暗黒物質 森山茂栄 [email protected]‐tokyo.ac.jp 神岡宇宙素粒子研究施設 東京大学宇宙線研究所 スプリングスクール ２０１５年３月５日 本講義の内容 1. 2. 3. 4. aspera, roadmap 本最先端研究IVの興味の中心 謎の暗黒物質は新素粒子か 暗黒物質直接探索実験 神岡のXMASS実験と将来計画 1. 本最先端研究IVの興味の中心 • 「素粒子物理学」 • 学問は様々な形態。どれも貴重。 – 天体の観測により宇宙線のエネル ギー源を同定する – 沢山の星を観測して進化を理解 – 昆虫を採取して新種を発見したい – 植物の複雑さを堪能したい • 物質世界の根源的理解 – 根源的素粒子 – 根源的相互作用 – 数少ない基礎原理 1. 本最先端研究IVの興味の中心 • ２０世紀後半に構築された 「素粒子の標準模型」 （ワインバーグサラム理論 ＋強い力を基礎とする理論） を用いると、様々な実験結果を予 言でき、結果と比較できる。 • 素粒子実験ではSKで観測された 「ニュートリノ振動」 以外は実験と矛盾しないといって も過言ではない。 • ただし標準模型は不満が沢山 1. 本最先端研究IVの興味の中心 • 不満のリスト（Wikipediaから） – – – – – – – 重力の量子化 （理論から？） 大統一理論（陽子崩壊） 階層性問題 (SUSY?) 強い力のCP問題 (axion) 世代構造の謎 (??) ニュートリノ振動（T2K, HK） バリオン数の非対称性 （ββ崩壊等) – 暗黒物質 (素粒子として研究！） • 壁を突き破る「鍵」！ – 一気に謎をはらす鍵は？ – これまで「新素粒子の発見」が鍵 … τ, c, b, W, Z, t, Higgs, 次は？ 2. 謎の暗黒物質は新素粒子か • 宇宙に満ちあふれている暗黒物 質が新素粒子ではないか – そうだとしたら暗黒物質の研究は、 新しい世界への入り口。 2-‐1. 暗黒物質とは何の事か・特徴 2-‐2. 暗黒物質が存在する証拠 2-‐3. 暗黒物質は既知の物質？ 2-‐4. 暗黒物質を研究する方法 2-‐1. 暗黒物質とは何の事か・特徴 • 「宇宙を見ると何も見えないのに重力源があって、 あたかも透明な物質があるように見える」 • これを暗黒物質と呼ぶ。名前があるので分った気に なるが、未知の素粒子だろう以上の素性が不明。 • ただしいくつか条件がある – 質量がある：質量がないと重力源になれない – 電気的に中性：電気を帯びていればすぐに検出できる – 寿命が宇宙年齢に近いかそれ以上 – 通常の物質との相互作用は弱い • その存在の証拠はどこに？ 2-2. 暗黒物質が存在する証拠 大規模 小規模 銀河の回転速度 衝突する銀河 暗黒物質地図 宇宙背景輻射 銀河大規模構造 l 驚くべき事にたった一つの暗黒物質を仮定すれば 全てのおかしな振る舞いが矛盾なく理解できる。 l このうち、銀河の回転曲線、衝突する銀河、宇宙背 景輻射の例を簡単に紹介する。 銀河の回転曲線から l 中心からの距離、公転速度がわかれば、中 心にある「物質」の重さが計算できる。 l 中心に固まってなくても、公転軌道内部にあ る「物質」の重さが評価できる。 「暗黒物質」は７０年前から何度も、 「発見」されています。 l １９３０年代に銀河団にて「発見」された。 l 「暗黒物質」が存在する証拠は沢山ある。 l 「スマイルマーク」の重さの推定 回転速度から計った重さ >> 光っている星の重さ！ もう少しscientificな説明 l 我々の銀河の回転は光る物質の質量では説 明がつかない è近傍の質量密度もわかる。 l 暗黒物質のスピードは太陽と同程度~10-3c R.P.Olling and M.R.Merrifield MNRAS 311, 369- (2000) Dark Halo Steller disk Buldge どのくらい存在するか 銀河の回転のスピードから 光る物質から 3ccに水素原子１個分の差 推測される 質量 物にぶつからないので 地球でもスカスカ 500g 地球の体積の中にも たった５００ｇ程度だが 宇宙のサイズになると 影響が大変大きい(サイエンスゼロ) http://www.kab-studio.biz/Programing/Codian/Pointer/01.html 衝突する銀河の質量分布を分析 The bullet cluster (弾丸銀河団) 衝突中 通常の物質 摩擦のため 中心に残る 暗黒物質 ぶつからない ので素通り (観測は重力 レンズ効果、 色は仮) Credit: X-ray: NASA/CXC/CfA/M.Markevitch et al.; Optical: NASA/STScI; Magellan/U.Arizona/D.Clowe et al.; Lensing Map: NASA/STScI; ESO WFI; Magellan/ U.Arizona/D.Clowe et al. 動画でわかりやすく http://chandra.harvard.edu/resources/animations/galaxy_clusters.html 宇宙背景放射 • 球面調和関数による展開 Planck衛星 http://www.nao.ac.jp/nao_news/data/ NASA030211/background.html はれ上がりが 生じた際バリオンが 最も収縮し濃淡が発生 昨年三月に発表されたデータ 晴れ上がり前のバリオンと光は 結合しており流体として振舞うが、 暗黒物質と光は相互作用しないため、 その効果はない。その違いで 通常物質と暗黒物質の切り分けが可能 冷たい暗黒物質 • 銀河にトラップされるためには、暗黒物質の スピードは銀河中の太陽の速度くらい。 – 向心力= ma = mv2/rであるので、vの条件はmに よらないため。おおよそ230km/s ~ 10-‐3c • ほかにも、光速に近いと銀河の大規模構造 の成長を妨げる。è 冷たい暗黒物質(CDM) 熱いDM 冷たいDM 観測結果 より良く合う 2-‐3. 暗黒物質は既知の物質？ • 電気的に中性で、質量がある粒子ならあるぞ！ – 中性ガス – ニュートリノ – 燃えかすの星（矮星、中性子性、ブラックホール） – 中性子 • 今のところこれらだけではどれもうまく説明できない。 • やはりこれは新素粒子ではないか！ 2-‐4. 暗黒物質を研究する方法 • 重力の相互作用を通じてすでに「発見」されている。 • 宇宙初期に作られたとすれば既知物質と相互作用 • 素粒子の性質を理解する素過程：３つのアプローチ 暗黒物質 加速器で生成 LHCによる ETの観測 宇宙で対消滅 暗黒物質 既知の物質 実験室の 物質を直接散乱 既知の物質 これから詳細 CTAによる ガンマ線観測 SuperKによる ニュートリノ観測 等 3.暗黒物質直接探索実験 既知の物質を反跳する現象を検出する 暗黒物質が飛んでくる 原子核 この時でる光を捕らえる！！ またどこかへいってしまう 付与されるエネルギー ½ Mv2~ 100keV 未知の量：質量と断面積 核子に対する 断面積 未知 小さい原子番号と、低いエネルギー 敷居値が必要とされる領域 大きな質量を持つ検出器を長期に 渡って低バックグラウンドで運転 True parameter 暗黒物質の 質量 未知 • 小質量領域: 軽いからエネルギー付与が小さい ~O(GeV/c2) • 小断面積領域：~O(1/day/ton) è 3 orders/15years! 世界中で３０以上の実験！ DAMA/LIBRA XENON CRESSTII EDELWEISS ZEPLIN DRIFT WARP ArDM ANAIS MIMAC ROSEBUD KIMS PANDAX CDEX TEXONO XMASS NEWAGE PICOLON NIT ANKOK PICASSO CDMS CoGeNT COUPP DEAP/CLEAN SIMPLE DMTPC LUX/LZ Strong tension exists among experiments. DAMA, CoGeNT, CRESSTII ó XENON, CDMS DM-‐Ice Not complete もう一つの特徴：季節変動 • 暗黒物質が飛び交う銀河の静止系に対して 太陽系が運動。公転する地球に乗っている と暗黒物質の「風」の強度が季節により振動。 • これによって反跳する頻度が変化する！ Antonella, TAUP2011 実は「振動」が見えている実験がある 季節変動の信号：暗黒物質由来？！ • Radioaccve pure NaI(Tl): scincllacon only, no PID. • Strong signature of the annual modulacon, ~9σ Modulacon of +/-‐2% by Sep. 2009 • A lot of criccisms at the beginning, but later serious study/consideracon started (light DM, IDM, etc.). • Influences of seasonal modulacng cosmic muons? An unnatural background shape is in doubt. ４. 神岡のXMASS実験と将来計画 by Sep. 2009 Y. Suzuki, hep-‐ph/0008296 XMASS project Multi purpose low-background experiment with liq. Xe l Xenon MASSive detector for solar neutrino (pp/7Be) l Xenon neutrino MASS detector (ββ decay) l Xenon detector for Weakly Interacting MASSive Particles (DM search) XMASS-II XMASS-1.5 XMASS-I x10 FM x10 FM Phase I: 0.1t fiducial mass (Total 835kg) 1t fiducial (total 5t) <10-46cm2 Final goal:10t fiducial 26 2 (total 25t) <10-47cm 大型化と低バックグラウンド化の両立 § 超高純度のキセノン自身で外来放射線を遮 。 § 発光量が多く(~NaI(Tl))マイナス100度で3g/cm3の液体 • 中心部の事象を選 U-‐chain gamma rays び出すことにより、 γ BGの低減が可能。 80cm dia. 800 kg using n PE information from the PMTs. For various grid positi inside the ID, expected n PE distributions in each PMT w calculated in the MC. We use positions on a Cartesian grid, radial lines from the centre of the detector, and on the in surface of the detector including gaps between PMTs. Th distributions are normalized so that they can be used as 色は光電子数を示 probability density functions (PDFs) for each grid position. し、vertexはこれら probability, pi(n), that the ith PMT detects n PE is calculated us のヒットパターンか the PDF. The likelihood that the vertex is in the assumed positio ら事象再構成される。 is the product of all pi ðni Þ 事象再構成 642 LðxÞ ¼ ∏ pi ðni Þ i¼1 where ni represents n PE for the ith PMT. The most likely posit pi(ni)はある点からPMT番号iに、 is obtained by maximizing L. 仮定したvertexからni個の The performance of the vertex and energy reconstruction w 光電子数が発生する確率。 evaluated using several types of radioactive sources. The up これが最大になる点を探す。 28 panel of Fig. 9 shows the energy spectrum reconstructed using ry of one same data set in Fig. 7. The energy resolution for 122 keV gam om: entire XMASS-‐1.5/IIの鍵となる光電子増倍管 次期計画ではこれまでにない特別な形状の光電子増 倍館を用いて画期的に性能を向上予定。現在試験中。 29 神岡で運転中のXMASS-I検出器 １トンの液体キセノン キセノンは希ガス（ヘリウム、 アルゴン、クリプトン）の仲間 です。冷却すると液体になり、 粒子がぶつかると光ります。 直径８０ｃｍ 多数の光電子増倍管に よって蛍光を捕らえる。 光の密度分布によって衝突点を求め、光の大きさから暗 黒物質による反跳エネルギーを求める。 XMASS-Iの内部 XMASS-I 現在運転中 「直接」発見 を目指す 透過力の強い邪魔な粒子を防ぐために 地下で設置。邪魔な粒子を徹底的に防ぐ ために、さらに水タンクの中に沈める。 クリックしてタイトルを入力 • クリックしてテキストを入力 As of Sep. 2010 P-‐01 岐阜県飛騨市神岡町 神岡鉱山 ニュートリノ物理のメッカ： カミオカンデとスーパーカミオカンデ 北陸新幹線の開通で利便性向上 http://www.h-shinkansen.gr.jp/ から画像転用 34 XMASS-‐Iの建設 • Completed by the end of 2010. • Purificacons were done – Discllacon: Reduccon of Kr in Xe – Several cycles of liquefaccon and evaporacon through purifier • Notable features – World highest light yield obtained 14.7p.e./keV among DM det. – Low dark rate of PMTs (average ~10Hz) – Confirmacon of reconstruccon performance by gamma ray sources (inside & outside). – Internal background is close to our goal. Demonstracon of detector performance • γ-‐ray sources were used to take calibracon data. • Energy dist. and vertex dist. are well described by simulacons. count z [cm] MC Real data MC +20V 122keV Real Data 40 40 20 20 0 0 -20 -20 -40 -40 ~4% rms 136keV 59.3keV (W-Kα) 0 40 80 120 160 Reconstructed energy (keV) -20 0 20 -20 0 y[cm] XMASS-‐Iでの暗黒物質（等）探索結果 軽い暗黒物 質の探索 Phys. Ler. B 719 (201 3) 78 索 質の探 物 黒 暗 い 重 定 論文執筆予 世界最高感度での Bosonic super-‐WIMPsの検証 Phys. Rev. Ler. 113, (2014) 121301 (Editors’ Suggescon) 証 検 の 動 節変 器で季 出 検 大の 世界最 予定 筆 論文執 太陽アクシオン探索 Phys. Ler. B 724 (2013) 46 暗黒物 質 PTEP 20 の非弾性散乱 14, 063 探索 C01 二重電子捕獲現象の探索 論文執筆予定 • 当初予定したものより広い種類の暗黒物質を探索 国内の独創的な探索実験・研究開発 • 神戸大学: NEWAGE実験 – ガス中の原子核反跳の飛跡 を捉えて将来の研究を切拓く • 徳島大学: PICOLON – DAMAと同じNaI(Tl)をもちい て信号の確認。非弾性散乱 で暗黒物質の性質を探る。 • 名古屋大学: NIT – 原子核乾板に生じる原子核 反跳の飛跡を捉える。 • 早稲田大学: ANKOK – 液体アルゴンを用いてバック グラウンドを強力に低減。 DM探索実験のための新 神戸大 通常型(200nm) 身内さん 超微粒子原子核乾板 • 高分解能 • 感度コントロール • 低ノイズ新現像技術 新読み出し手法 • 輪郭認識 selection技術 • X-ray顕微鏡 高分解能撮像 • Plasmon analysis 超解像技術 徳島大 伏見さん 名古屋大 中村さん 中さん Optical Microscope ピクセル Plasm X-ray Microscope 486nm 1μm 早稲田大学 寄田さん 文責：森山 まとめ • 素粒子物理学はできるだけ少ない基礎原 理でできるだけ沢山の現象を理解する学問。 • 標準模型の不完全性を補完するためには 新粒子の発見によるブレークスルーが必要。 • 暗黒物質が新粒子として「再発見」されるか。 • 世界中で競争の激しい直接検出実験の中 で神岡ではXMASS-‐Iが進行中、XMASS-‐1.5, XMASS-‐IIが計画されている。ユニークなア プローチで新粒子の発見を狙って研究を進 めている。
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