Transcript Dm 2 - 筑波大学素粒子実験室

ニュートリノ物理学
d?
金 信弘
(筑波大学物理学系)
2003年9月25日
Soo-Bong Kim氏(SNU)講演より引用
 2002年度ノーベル物理学賞
"for pioneering contributions to astrophysics, in particular for the
detection of cosmic neutrinos“
Raymond Davis Jr. USA
(University of Pennsylvania)
Masatoshi Koshiba Japan
(University of Tokyo)
"for pioneering contributions to astrophysics, which have led to the
discovery of cosmic X-ray sources“
Riccardo Giacconi USA
(Associated Universities Inc.)
ニュートリノ天文学
 Neutrinos can probe the interior of stars（星の内
部）.
 Neutrinos are transparent to the Milky way（銀河通
過）.
 Neutrinos are efficient to carry out energies from
the star explosion（星の爆発）.
 Neutrinos from Sun, Supernova explosion, Galaxy,
Dark-Matter Annihilation, etc（太陽，超新星爆発，銀
河，暗黒物質消滅）.
宇宙線ニュートリノ
 Solar Neutrinos 太陽ニュートリノ
 Atmospheric Neutrinos 大気ニュートリノ
 Supernova Neutrinos 超新星ニュートリノ
 Cosmic Background Neutrinos 宇宙背景ニュートリノ
 Ultra High Energy Neutrinos 超高エネルギーニュート
リノ
ニュートリノ物理学の歴史
 W. Pauli (1931): Undetectable
neutral particle
 R. Davis (1968): First detection of
solar neutrinos
 E. Fermi (1934): “Neutrino”
Nobel Prize (2002)
 F. Reines (1956): Discovery
Nobel Prize (1995)
 M. Koshiba (1987): Supernova
neutrinos by Kamiokande-II and IMB
Nobel Prize (2002)
 L. Lederman, M. Schwartz, J.
Steinberg (1962): Muon Neutrino
 Y. Totsuka (1998): Oscillation of
atmospheric neutrinos at SuperKamiokande
Nobel Prize (1988)
 SNO (2002): Oscillation of solar
neutrinos
素粒子とは？
原子
原子核
陽子
クォーク
電子
素粒子と素粒子間の力（素粒子物理標準理論）
物質を構成する粒子（フェルミオン）
クォーク
アップ(0.002)
ダウン(0.005)
電荷
2/3
- 1/3
チャーム(1.3)
トップ(175 )
ストレンジ(0.14) ボトム( 4.2)
レプトン
電子(0.0005)
ミュー粒子(0.106)
電子ニュートリノ νe
ミューニュートリノ νμ
タウレプトン(1.8)
タウニュートリノ ντ
-1
0
力を伝える粒子（ゲージボソン）
強い力
グルオン(0)
電磁気力
光子(0)
弱い力
Ｗ粒子(80)
Ｚ粒子(91)
（ ）内の数字はGeVの
単位で書かれた質量
ニュートリノを用いた
素粒子物理学と宇宙物理学
 GUT（大統一理論）規模の物理の検証
(ニュートリノの質量・振動)
 宇宙膨張
(暗黒物質)
 レプトンセクターの混合
(MNS 行列)
 ニュートリノ天文学
(超高エネルギーニュートリノ, 超新星ニュートリノ, …)
ニュートリノ振動
ニュートリノが2種類の場合
na
nb
cosq
sinq
- sinq
cosq
( ) (
=
n1
n2
)( )
P(nanb) = sin22q sin2(1.27Dm2L/E)
Dm2 = m22 - m12 (eV2)
L (km): Distance from source to detector
E (GeV): Neutrino energy
ニュートリノ振動の実験結果
 Solar neutrino data 太陽ニュートリノ
(Super-Kamiokande, SNO)
 Atmospheric neutrino data 大気ニュートリノ
(Super-Kamiokande)
 Neutrino beam data (K2K) ニュートリノ・ビーム
Super- Kamiokande
（スーパーカミオカンデ）
C Scientific American
Water Cherenkov
detector
42m
n
39m
SK-I: Apr 1996 – Jul 2001
SK-II: Dec 2002 –
 1000 m underground
 50,000 ton
(22,500 ton fid.)
 11,146 20 inch PMTs
 1,885 anti-counter PMTs
SK-1
(Jan. 1996)
2001年11月12日の事故
6777 ID + 1100 OD PMTs destroyed
事故を繰り返さない為に
• Encase all the existing PMTs (5246) in acrylic + frp cases to prevent shock
wave generation
Never repeat the accident
修理完了
(Sep. 17, 2002)
SK-II
Resumed data-taking
in Dec, 2002!
Solar Neutrino Data of Super-Kamiokande
ne e g nee scattering
(contains 15% of NC)
Ee = 5.0 - 20 MeV
n
eqsun
8B
flux : 2.35  0.02  0.08
[x 106 /cm2/sec]
22385 solar n events
(14.5 events/day)
COSqsun
Data
SSM
-0.015
= 0.4650.005 +0.016
KamLAND（カムランド）
(Confirmation of solar neutrino oscillations)
From K.Inoue (Tohoku Univ.)
太陽ニュートリノデータのまとめ
 Solar neutrino oscillations (ne g nm/nt) are
established by Super-Kamiokande and SNO
data. (Dm122 ~ 10-4eV2 )
 LMA solutions are favored by no spectrum
distortion and no day/night effect.
 Large Mixing Angle(LMA) by a global fit:
2.5 x10-5eV2 < Dm2 (Dm122) < 3.3 x10-4eV2
0.25 < tan2q < 0.9
(3s C.L.)
 KamLAND confirmed the LMA at 4.6s C.L.
See also: Phys. Lett. B539 179-187, 2002
大気ニュートリノ
振動
Zenith Angle Distributions 天頂角分布
nmnnt
2-flavor oscillations
～ 13000km ～500km ～15km
Best fit ( Dm2=2.5x10-3eV2, sin22q=1.0
c2min=163.2/170 d.o.f)
Null oscillation
(c2=456.5/172 d.o.f)
～ 13000km
～500km
Evidence for
neutrino oscillations
and masses
The most cited paper in
the experimental particle
physics (more than 1,600)
nmnnt 振動
2
(Dm23 )
nm gnt
Best fit(Dm2=2.5x10-3,sin22q=1.0
c2min=163.2/170 d.o.f)
Dm23 = (1.6~3.9)x10 eV
sin22q23 > 0.92 (90%CL)
2
-3
2
3-flavor mixing
３つのフレーバー間の混合
q13?
太陽ニュートリノと大気ニュートリノにおける
３つのフレーバー間の混合
ne
Solar n
Dm12 ~10 eV
2
nm
-4
2
Atmospheric n
Dm23 =3x10 eV
2
-3
2
nt
3つのフレーバー間の振動
Oscillation Probabilities when
m3
Dm12  Dm23  Dm13
2
2
2
m2
m1
Atmospheric n
 q23 :nm disappearance
Pm  x  1  cos q13  sin
4
2
2q 23  sin
2
1.27Dm
2
23
 q13:ne appearance
Pm e  sin q 23  sin
2
L / En

common
2
2q13  sin
2
1.27Dm
2
23
L / En

Solar n
 q12:ne disappearance
Pe x  cos q13  sin
4

1
2
sin
2
2q13
2
2q12  sin
2
1.27Dm
2
12
L / En

3つのフレーバー間の振動の実験結果から許された領域
Dm2 = Dm232 ~ Dm132)
Pure nmnnt
getting close to CHOOZ’s limit on q13
Pure nennt
consistent with CHOOZ’s excluded region
Pure nennm
大気ニュートリノデータのまとめ
 nm n n t 2 flavor oscillations are established.
(Dm = Dm23 ~ Dm13 >> Dm12 )
2
2
2
2
Dm = (1.6~3.9)x10 eV
sin22q23 > 0.92
(90% C.L.)
 ns admixture is disfavored (sin2 x<0.19 @90%CL).
 3 flavor oscillations are tested and give an allowed
region of q13, consistent with CHOOZ:
sin2q13  0.1
(90% C.L.)
2
-3
2
K2K (KEK to Kamioka)実験
KEKで検出されたニュートリノ
(June 1999 – July 2001)
Detector
1kt
Neutrino
Events
~80,000
(25t, H2O)
SciFi
7,240
87.6
1.03(stat) +10.6-11.9(sys)
~125,000
87.4
0.24(stat) +12.7-13.9(sys)
(5.9t, H2O+Al)
MRD
(73t, Fe)
Expectation
at SK
80.6
0.3(stat)+7.3-8.0(sys)
Super-K での事象検出
GPS
 0 . 2  D T  T SK  T Spill  TOF  1 . 3 m sec
500msec
No Decay-e
HE Trig.
Tspill
TSK
TSpill: Abs. time of spill start
TSK: Abs. time of SK event
TOF: 0.83ms (KEK to Kamioka)
FCFV
DT (msec)
FC: fully contained
(No activity in Outer Detector)
FV: 22.5kt Fiducial Volume
5msec
Expected Atm. n BG
<10-3 within 1.5ms.
56 events !
1.5ms
DT (msec)
Super-Kamiokandeでのニュートリノ反応
K2K実験でのニュートリノ振動の結果
Number of total interactions
(Jun99-Jul01 )
N =56
obs
Reconstructed En shape of 1-RFCm
29 1-R events in Nov99-Jul01)
#Events
no oscillation
Nexp=80.1 +6.2
-5.4
+
Protons on target (E18)
Normalized by area
w/ Best
oscillations
fit point
(KS-test = 79%)
GeV
K2K実験結果
K2K Best fit point =
(1.0, 2.8x10-3eV2)
•Method1
•Method2
2.8x10-3
2.7x10-3
Null oscillation probability
e < 1%
Super-K result
•Method1
•Method2
0.7%
0.4%
Two independent
methods agree with
each other
レプトンセクターでのフレーバー混合
(素粒子物理の新分野が始まった!)
 MNS(Maki-Nakagawa-Sakata) 混合行列
n e

n m

n t
 
 
 =  U ai
 
 
 n 1 


 n 2 


n
 3 
( Dm12  Dm 23  Dm 31 = 0)
2
2
2
 id
0
0
 cosq 13 0 sin q 13 e
1


U =  0 cosq 23 sin q 23 
0
1
0

 0  sin q
id
0 cosq 13
cos
q

23
23    sin q 13 e
 cosq 12 sin q 12 0 


  sin q 12 cosq 12 0 


0
1
0


P(n a  n b ) = d a b  4 Re(Uai U bi UajU bj ) sin  ij
*
*
2
i j
 2 Im( Uai U bi UajU bj ) sin  ij
*
*
2
i j
 ij  Dm ij L / 4 En = 1.27Dm ij [eV ]L[km] / En [GeV]
2
2
2
JHF-神岡ニュートリノ実験(2007)