Transcript n - 神岡宇宙素粒子研究施設

「重力崩壊型超新星と高エネルギー天文学」
２００９年２月２日
超新星ニュートリノ観測
中畑 雅行
宇宙線研究所神岡宇宙素粒子
研究施設
数物連携宇宙研究機構
 超新星バーストニュートリノ
 観測の歴史
 現在の世界の観測装置
 観測装置の感度
 超新星背景ニュートリノ
 期待される信号
 現在の上限値
 将来の観測可能性
SN1987A: supernova at LMC(50kpc)
Feb.23, 1987 at 7:35UT
Kam-II (11 evts.)
IMB-3 (8 evts.)
Baksan (5 evts.)
24 events total
IMB-3
Total Binding Energy
Kamiokande-II
from G.Raffelt
BAKSAN
95 % CL
Contours
Theory
_
Spectral ne Temperature
超新星ニュートリノ観測装置の歴史
1
9
8
0
1
9
8
1
1
9
8
2
1
9
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3
1
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5
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6
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7
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0
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0
0
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0
0
2
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0
0
3
2
0
0
4
2
0
0
5
2
0
0
6
2
0
0
7
2
0
0
8
BAKSAN (330t 液体シンチ)
IMB (7000t 水チェレンコフ)
Kamiokande (2140t 水チェレンコフ)
LSD(90t 液体シンチ)
MACRO (560t 液体シンチ)
SN1987a
LVD (3301000t 液体シンチ)
Super-Kamiokande (32000t 水チェ)
Amanda/IceCube （南極氷）
SNO (1000t 重水)
世界の観測装置は約３０年間、我々の銀河の
超新星ニュートリノを探索してきた。
KamLAND(1000t液シン)
Borexino(300t液シン)
世界の超新星ニュートリノ観測装置
(現在走っている物、或いは建設中)
Borexino LVD
Baksan
Super-K
SNO+
KamLAND
(建設開始中)
HALO
(建設中)
IceCube
銀河超新星までの距離
Mirizzi, Raffelt and Serpico, JCAP 0605,012(2006),
astro-ph/0604300
中性子星の分布から予想
Type Ia
0
7% の確率で
< 3.16 kpc
> x10 の統計量
10kpc
16% の確率で
< 5 kpc
> x 4 の統計量
重力崩壊型
平均: 10.7 kpc
標準偏差: 4.9 kpc
装置が20kpcまで感度があれ
20kpc ば, 銀河超新星の97%をカバー
する。
3% の確率で
> 20 kpc
< 1/4 の統計量
The Baksan underground scintillation telescope
E.N.Alexeyev, L.N.Alexeyeva, astro-ph/0212499
Total number of standard detectors…………..3150
Total target mass…………………….…...330 tons of oil-based scintillator
~100 nep e+n の現象が 期待（10 kpc SN）
1980年以降、 ~90% のライブタイムで運転。
候補の選定条件: ≥ 9 events/20sec が内部の130ton 装置内にあること。
(~20kpcまで感度有り。)
２８年間のデータで候補無し。（SN1987A以外)
Twenty Years after SN1987A
W.Fulgione
LVD detector
LVD consists of an array of
840 counters, 1.5 m3 each.
Total target:
1000 t of CnH2n
900 t of Fe
4MeV threshold
With <1MeV threshold for
delayed signal (neutron tagging
efficiency of 50 +- 10 %)
E resolution: 13%(1s) at 15MeV
~300 nep e+n の現象が
期待される（10 kpc SN）。
[email protected]
At Gran Sasso
Lab.
Super-Kamiokandeの歴史
1996
1997
1998
1999
2000
2001
2002
SK-I
SK-I
11146 ID PMTs
(40% coverage)
Energy
Threshold 5.0 MeV
(total electron energy)
2003
2004
2005
2006
SK-II
Acrylic (front)
+ FRP (back)
SK-II
5182 ID PMTs
(19% coverage)
7.0 MeV
2007
SK-III
SK-III
11129 ID PMTs
(40% coverage)
2008
2009
SK-IV
SK-IV
Electronics
Upgrade
4.5 MeV
< 4.0 MeV
work in progress
target
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))
~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
ルミノシティと平均エネルギーのモデル依存性
Livermore
バーストモデル
Totani, Sato, Dalhed and Wilson, ApJ.496,216(1998)
Thompson, Burrows and Pinto, ApJ.592, 434(2003)
Buras, Janka, Rampp and Kifonidis, A&A 457, 281(2006)
(s112_128_f).
Sumiyoshi, Yamada, Suzuki, Shen, Chiba and Toki,
ApJ.629, 922(2005) Shen EOS
Liebendorfer, Rampp, Janka, and Mezzacappa, ApJ. 620,
840(2005) AGILE-BOLTZTRAN
Liebendorfer, Rampp, Janka, and Mezzacappa, ApJ. 620,
840(2005) VERTEX
Thanks to H.Suzuki for compiling the model.
モデルの違いに対するＳＫデータの感度
10kpcでの超新星を過程。
イベント頻度の時間発展
モデルの識別ができるほどの高統計
平均エネルギーの時間発展
ne のエネルギースペクトルと平均エネルギー時間変化
ニュートリノ強度とスペクトルはLivermoreシミュレーションから
各時間レンジでのエネルギー分布
平均エネルギー
時間変化
< 0.1sec
0.1 - 1sec
1 - 18sec
SN at 10kpc
20 time bins
超新星との方向分布による電子散乱事象の選別
n+e
n+e
ne+p
ne+p
n+e
ne+p
n+e
ne+p
SN at 10kpc
電子散乱事象を使うことに
よって超新星の方向を
～５度の精度で決定できる。
電子散乱事象を角度分
布から統計的に選び出
すことができる。
Neutrino flux and spectrum
from Livermore simulation
電子散乱による ne+nx スペクトルの測定
SN at 10kpc
~20MeVまでスペクトルの測
定が可能。
SN at 2kpc
~50MeVまでスペクトルの測
定が可能。
Neutrino flux and spectrum from Livermore simulation
中性子化バースト
(e-+pn+ne)
爆発開始時より20msec から0.1 secまでの時間発展 SN at 10kpc
ニュートリノ強度とスペクトルはLivermoreシミュレーションから
ne+p の現象
中性子化バーストの現象
(n+e 散乱による前方散乱現象)
ニュートリノ振動なし
正の階層性PH=1 あるいは
逆転階層性
正の階層性 PH=0
PH: crossing probability at H resonance
(PH=0: adiabatic)
中性子化バーストの信号は 0.9-6 イベント（10kpcの超新星に対して）.
nep はこの10msecに 8 - 30 イベント。（cosq>0.8に限れば、0.5-2イベント）
正の階層性＋断熱的：中性子化信号0.9ev., nep = 14 ev.(SN方向ならば1.4ev.)
中性カレントガンマ線事象
K.Langanke, P.Vogel and E.Kolbe, Phys.Rev.Lett.76(1996)2629.
n+１６O→n+１６O*
Case a)
T=8MeV(nx)
T=5MeV(ne)
m=0
Case b)
T=6.26MeV(nx)
T=4MeV(ne)
m=3T
g
g
期待されるイベント数
SN at 10kpc
~360 events
νｅ＋ｐ→ｅ
+
+n
g
~190events
νｅ＋ｐ→ｅ
+
+n
S/N比は中性子のタグができて（後述）、 ne を除くことができる
とよくなる。
ＳＫは、２００８年９月に新エレクトロニクス
/オンラインシステムを更新した。
 今後10年以上の安定したデータ収集
 従来の研究対象の長期安定観測、T2Kニュートリノの安定測定
 内水槽検出器と外水槽検出器で統一されたシステム
 消費電力を低く抑える
 観測領域の拡大、観測性能の向上
 高エネルギー（> 数GeV）大気ニュートリノ事象の
エネルギー分解能向上
 太陽ニュートリノ観測のエネルギー閾値を下げる（< 5MeV）
 近傍超新星爆発ニュートリノ事象の検出効率向上
 反電子ニュートリノ反応からの中性子検出
（超新星背景ニュートリノ等の観測）
New front-end electronics, QBEE
Network Interface Card
QTC-Based Electronics with Ethernet
(QBEE)
Ethernet Readout
 24チャンネル入力
 QTC (custom ASIC)
60MHz Clock  3段のゲインステージ
TDC Trigger  広いダイナミックレンジ
PMT
signal
(>2000pC)
 パイプライン処理


QTC
TDC
Calibration Pulser 



FPGA
multi-hit TDC (AMT3)
FPGA
イーサネット読み出し
60MHzシステムクロック入力
内蔵キャリブレーションパルサー
低消費電力 ( < 1W/ch )
旧読み出しシステムと新読み出しシステムとの違い
HITSUM
12PMT
signals
per
module
Former
Electronics
(ATM)
Trigger (1.3msec x 3kHz)
Trigger
logic
Readout (backplane, SCH, SMP)
ヒット情報
（HITSUM）による
Hardware Trigger
1.3msec
event window
hardware triggerなし. all hitsを取得し、 software triggersをかける.
24PMT
signals
per
module
New
Electronics
(QBEE)
Periodic trigger
(17msec x 60kHz)
Clock
Readout (Ethernet)
60kHz周期タイミング信号と
17msec TDC window で
全ヒットデータを収集
Variable
event window
by software trigger
新エレキシステム導入による検出器性能向上
超新星爆発までの距離と
SKで観測される事象数の関係
# of hits
旧システムで
デッドタイムなし
QBEEのバーストスループット
input
output
burst hit rate (kHz)
旧システムでは
~60k事象まで
デッドタイムなく
データ取得可:
~4kpC
130kHz
 バースト事象（24ch hit, 1秒間）
~8000事象
に対するQBEEのスループットを
＠銀河中心
測定
 130kHz までefficiency が 100%
 銀河中心の超新星爆発事象の
約1000 倍に相当 （旧エレクト
ロニクスの100倍以上の性能）
 0.3kpcの距離でもデッドタイムなしで取れるようになった
IceCube: The Giga-ton Detector Array
IceTop
Design Specifications
InIce
AMANDA
19 Strings
677 Modules
AMANDA construction: 1997 - 2000
IceCube construction: 2005 - 2011
•
•
•
•
•
•
Fully digital detector concept
Number of strings – 75
Number of surface tanks – 160
Number of DOMs – 4820
Instrumented volume – 1 km3
Angular resolution < 1.0°
今までに58 stringsが設置
された。（Jan.2009現在）
超新星の信号はＰＭＴのノイズ頻
度をコヒーレントに増加させる。
IceCube as MeV n detector
10 kpc to SN
Simulation based on Livermore model
Advantage:
 high statistics
(0.75% stat. error
@ 0.5s and 100ms bins)
Good for fine time
structures (noise low)!
Disadvantage:
 no pointing
 no energy
 intrinsic noise
Significance:
Galactic center: ~200 s
LMC
: ~5 s
SMC
: ~4 s
Galactic
Center
IceCube
LMC
SMC
Amanda
L.Koepke and A.Piegsa
１体型液体シンチレーション観測装置
KamLAND
Borexino
SNO+
300ton 液体シンチ
2007年以降、観測中
1000ton 液体シンチ
2002年以降、観測中
1000ton 液体シンチ
（建設準備中）
液体シンチレータ装置で期待されるイベント数
１０００トン装置、SN @ 10 kpc

Inverse beta( ne+p→e++n) :
～３１０ 現象
ＳＫに比べて数は少ないが高いエネルギー分解能
地球の物質効果によるスペクトルの歪みが見える可能性

CC on
12C
(ne+12C→e+12N(12B)) : １０-数１０ 現象
12N(12B)のベータ崩壊でタグ


Electron scattering (n+e-→ n+e-) :
～２０ 現象
NC gamma from 12C (n+12C→n+12C+g): ～６０ 現象
全ニュートリノの積分量、15.11MeVの単一エネルギー

n+p弾性散乱（ n+p→ n+p）:
～３００ 現象
ニュートリノフレーバーによらない観測
エネルギーの高い成分（オリジナルにはnm, nm, nt, nt）に感度がある
スペクトル情報によって、これらの温度が測れる。
 次のページ
液体シンチレータでの n+p弾性散乱（ n+p→ n+p）信号
Beacom, Farr, and Vogel, PRD66, 033001(2002)
期待されるスペクトル
ne
温度測定の感度
ne
~300 events above 200keV
~150 events above 500keV
オリジナルのnm, nm, nt, ntの温度を
１０％程度の精度で決めることができる。
（ニュートリノ振動に影響されない）
HALO - a Helium and Lead Observatory
SNO
3He中性子カウンター、鉛のターゲット
CC:
NC:
HALO-1 では76トンの鉛を使う。
In HALO-1 for a SN @ 10kpc†,
• Assuming FD distribution with T=8 MeV for
nμ’s, nτ’s.
• 65 neutrons through ne charged current channels
• 20 neutrons through νx neutral current channels
~ 85 の中性子が発生;
~50% の検出効率、 ~40 イベントが期待される
HALO-2 は、将来的に キロトンスケールの装置を考えている。
SuperNova Early Warning System
K.Scholberg
snews.bnl.gov
Details: arXiv:astro-ph/0406214
arXiv:0803.0531
個々の超新星ニュートリノに感度がある実験装置は、候補
があった場合にSNEWSシステムに送る。SNEWSでは１０秒
以内で同期した候補が合った場合に、あらかじめ登録した人
たち（特に光学観測家たち）に警報を発信する。
参加実験:
SuperKamiokande
(Japan)
Large
Volume
Detector
(Italy)
AMANDA/
IceCube
(South Pole)
SNO
(Canada)
2006年末まで
超新星背景ニュートリノ
（Supernova Relic Neutrinos）
S.Ando, Astrophys.J.607:20-31,2004.
S.Ando, NNN05
超新星背景ニュートリノ（ＳＲＮ）のスペクトル
Reactor n (ne)
Constant SN rate (Totani et al., 1996)
Totani et al., 1997
Woosley, 1997
Solar 8B (ne) Hartmann,
Malaney, 1997
Kaplinghat et al., 2000
Ando et al., 2005
Lunardini, 2006
Solar hep (ne) Fukugita, Kawasaki, 2003(dashed)
SRN予想スペクトル
(ne fluxes)
Atmospheric ne
期待されるSRN信号の数
0.8 -5.0 events/year/22.5kton
(10-30MeV)
0.3 -1.9 events/year/22.5kton
(18-30MeV)
大きなターゲット質量と高いバ
ックグラウンド除去能力が必
要とされる。
SRN Fluxの上限値
C. Lunardini, astro-ph/0610534
Ando et al. 2002 flux
as a reference
ne limit
ne limit
Super-Kの今までの結果
強度上限値とモデル予想との比較
（９０％Ｃ．Ｌ．）
Super-Kの今までの結果
強度上限値とモデル予想との比較
（９０％Ｃ．Ｌ．）
4-8
6
4 MeV
(effective T)
Horiuchi et al. 2009
(arXiv:0812.2157)
SK-I、SK-IIのスペクトル (>18MeV)
SK-I (1496days)
Total
background
Atmospheric nm →
invisible m → decay e
Atmospheric nm →
invisible m → decay e
Events/4MeV
90% CL limit
of SRN
SK-II(791 days)
Atmospheric ne
Atmospheric ne
Energy (MeV)
Spallation background
観測されたスペクトルは予想されたバックグラウンドスペクトルと良く
合っている。現在の観測の限界は、invisible muon background.
水チェレンコフ検出器での中性子タグ
n+Gd →~8MeV g
ne
DT = ~30 msec
0.2% Gd化合物を純水に加える。
(M.Vagins and J.Beacom)
n
p
e+
Gd
g
ポジトロンと中性子起源のガンマ線
との距離は~50cm。
ne を中性子との同時計測で同定し、バックグラウンドを落とす。
Super-Kで中性子タグのテスト
GdCl3 テスト容器
0.2 % GdCl3
Solution
5 cm
18 cm
BGO
BGO
Am/Be
13 cm
18 cm
この容器をSKタンクにいれてテストを行った
BGO信号 (先発信号（光量が多く、時定数が長い信号））
このガンマ線のチェレン
9
12
*
α + Be → C + n
コフ光を捉える。
12C* → 12C + g(4.4 MeV)
（遅延信号）
n + p → …… → n + Gd → Gd + g (totally 8 MeV)
Gd(n,gamma)Gdガンマ線のチェレンコフ光
τ = 23.7±1.7μs
0 100ms
エネルギースペクトル
Number of Events
Number of Events
先発信号からの時間差
Black: Data
Red: MC
[msec]
再構成された発生点
92% within 2m
Recon. Energy [MeV]
測定した時間分布、発生点分布、エネル
ギー分布はモンテカルロの予想値と良く
一致する。
dR [cm]
SK collaboration, arXiv:0811.0735
中性子タグの効率とバックグラウンド除去
エネルギースペクトル
遅延シグナルの選択条件:
(1) 発生点が先発信号の場所から2m以内
(2) 遅延信号のエネルギーが3MeV以上
(3) 先発信号から60msec以内
(4) リングパターンのカット
選択効率は~74%.
MC simulation
0.2% Gdによる捕獲効率９０％も考慮して、
92 %
一方、偶発的同期の確率は~2×10-4
この確率ならば、10MeVのしきい値でも、核
破砕によるバックグラウンドを信号レベル以
下にできる。
Number of events/day/22.5kt/0.5MeV
 中性子タグの効率は67%
Recon. Energy [MeV]
104
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Ｂ８太陽
ニュートリノ）
103
102
10
SK-I final data sample
1
-1
10
SSM(BP2004) * 0.4
(efficiencies are considered)
-2
10
-3
10
SRN
の予想
-4
10
6
8
10
12
14
16 18 20
Energy (MeV)
中性子発生を伴う核破砕バックグラウンド
Events/2MeV/1Mton-yr
1Mton-yr w/ N-Tagging
SK dataから見積った頻度
Cutで90%を除くとした場合。
Relic SN信号
Visible Energy [MeV]
カット効率を９８－９９％にあげられれば、ＳＲＮ信号レベル以下にできる（１０－３０MeVの解析）
効率をあげることが無理ならば、しきい値を高め（～１２MeV）にセットする。
SRN観測の可能性
Relic model: S.Ando, K.Sato, and T.Totani, Astropart.Phys.18, 307(2003) with flux revise in NNN05.
もし、 invisible muon バックグラウンドが中性子タグで落とせれば、
SK10 years (e=67%)
invisible muon B.G. が中性子タグで
１／５になったと仮定。(この数字が正
しいかどうかは、SK-IVで2.2MeVガ
ンマ線を使って試験する。）
67% の信号検出効率を仮定。
10年のＳＫデータで
信号: 33, B.G. 27
4sレベルの信号
(Evis =10-30 MeV)
Invisible muonがどのぐらいの頻度で中性子
を出すかをSK-IVで試験
nm
n
16O
p
g
2.2MeV g
DT = ~ 200 msec
Invisible m
Decay e
2.2MeVガンマ線の検出効率は20%程度、間違った信号を選ぶ確
率が３％あるが、数年のデータを貯めれば、invisible muonが中
性子を伴う確率を求めることができる。
SKへGdを入れるための準備
水の透過率に与える影響をスタディ
SKでの他の物理に影響を与えないように透過率は十分長くないといけ
ない。
純水装置の改造
現純水装置ではイオンを取り除いてしまうので、ガドリニウムをとらずに
水を純化できるように純水装置を改造しなければならない。
Ｇｄ化合物による腐食
Ｇｄ化合物がタンク構造体、ＰＭＴ材料を腐食させないか確認。
Ｇｄの導入方法/除去方法のスタディ
タンク内に一様に混合させる方法は？ タンクから出す場合にどうすれ
ば、迅速に、経済的に取り除くことができるか？
環境の中性子線が多数のイベントを作ることはないか？
環境中性子線の現象が太陽ニュートリノ観測などに影響を与えない
か？
直径６－１０ｍぐらいのテスト水タンクを作って以上のことをスタディす
る。
まとめ
• 超新星バーストニュートリノ
もし、近い将来に銀河超新星が起きれば、
– 多くの ne 信号が得られる。
– 陽子との中性カレント反応、電子散乱など新たな反応の信号
も期待できる。
• 超新星背景ニュートリノ
– もし、観測できれば星形成の歴史を探ることができる。
– 期待されるニュートリノ強度が弱いため、ＳＫクラスの質量と
中性子をタグする技術が必要。
– ＳＫにＧｄを入れるG&Dが進んでいる。