Transcript n e - KEK

核化学夏の学校２００３
ニュートリノ物理学とJHFn長基線ニュートリノ振動実験
２００３年８月５日
大山 雄一 （ＫＥＫ）
＠茨城県大子町やみぞ
（１）ニュートリノとは？
（２）カミオカンデ、スーパーカミオカンデ、K2K
（超新星ニュートリノ、太陽ニュートリノ、ニュートリノ振動）
（３）JHFn長基線ニュートリノ振動実験
（我々は何をしたいのか、何を作りたいのか？）
（４）おまけ
ニュートリノとは……
中性微子 neutrino = neutr + ino
中性の かわいいもの
物質を形づくる素粒子のひとつで、電子と同じレプトン（軽粒子）
の仲間。電子型、ミュー型、タウ型の３種類がある。
電気的に中性であることから名づけられた。
ほかの粒子とはほとんど反応しないため、非常に観測しにくく、
「幽霊粒子」とも言われる。
物質は何でできているか？
●
すべての物質は分子からできている。
●
分子はいくつかの原子の集まりである。
●
原子は原子核とその周りをまわる電子から構成されている。
●
原子核は陽子と中性子でできている。
私たちが目にするすべての物質は陽子（ｐ）、
中性子（ｎ）、電子（ｅ）でできている。
電子
H
O
H
水の分子
原子
原子核
陽子
n p
p p n 原子核
n n
中性子
ニュートリノと電子、陽子、中性子の関係
（）
（）
ｐ
ｎ
n
ｅ
陽子と中性子のペア（核子）
ニュートリノと電子のペア（レプトン）
似ているものをペアにしている  一歩進んで
「１種類の粒子の２つの異なった状態」と考える
素粒子の統一理論
ニュートリノ反応の例（１）
陽子と電子が結合して中性子とニュートリノになる
（星の中での反応）
ｅ
＋
ｐ 
n
＋
ｎ

（ ）（ ） （ ）（ ）
n
ｅ
ｐ
＋
ｎ

n
ｅ
ｐ
＋
ｎ
「最初レプトンは電子の状態で、核子は陽子の状態で
存在していた。レプトンが“下側の状態であること”を放出し
てニュートリノの状態になり、核子は“下側の状態であること”
を受け取って中性子になった。」
ニュートリノ反応の例（２）
飛んできたニュートリノが中性子と反応して電子と陽子になる。
（大気ニュートリノを観測するときの反応）
n
＋
ｎ 
ｅ＋ ｐ

（ ）（ ） （ ）（ ）
n
ｐ
＋
ｅ
ｎ

n
ｅ
ｐ
＋
ｎ
ニュートリノ反応の例（３）
飛んできたニュートリノが電子と反応して自分が電子になる。
（太陽ニュートリノを観測するときの反応）
n
n
＋
n ＋ ｅ  ｅ＋ n
ｅ
ｅ

（ ） （ ） （ ）（ ）

n
ｅ
n
＋
ｅ
ニュートリノ反応の例（４）
単体の中性子は１５分ほどで電子と陽子と反ニュートリノ
に崩壊する。
反ニュートリノは未来から過去に走るニュートリノと同じ
ｎ 
ｅ
＋
ｐ
＋
n
-


n
＋
ｎ 
ｅ
＋
（ ）（ ） （ ）（ ）
n
ｅ
ｐ
＋
ｎ

n
ｅ
１９３０年頃パウリはこの反応からニュートリノの存在
を予言した。
n
ｐ ＋×
ｐ
＋
ｎ
Ｗ粒子と弱い相互作用
n
＋
ｎ 
ｅ
n
ｅ


ｐ
（
W＋ ＋
n  W＋ ＋ ｅｎ 
ｐ＋
もしくは
W
ｎ
＋
ｐ
（
W－ ＋
ｎ  W－ ＋ ｐ＋
n 
ｅ-
“上側の状態” 、“下側の状態”はW±粒子
W±粒子は短距離しか飛べないので、レプトンと核子
（もしくは他のレプトン）が「ニアミス」した時しか反応しない。
すなわち稀にしか反応しない。

ニュートリノは弱い相互作用しかしない粒子
ニュートリノは何でも突き抜ける。
物質を構成する粒子と力を媒介する粒子
n
ｎ 
＋
ｅ
n
＋
ｐ
ｅ

1
0
＝
0 1
0 0
0
1
＋
ｎ 
ｐ＋
ｐ
W＋ ＋ ｅ-
（ ） （ ）（ ）
W＋
W
ｎ
n
（ ）（ ） （ ）
0 1
0 0
0 ＝
1
1
0
●
物質を構成する粒子（核子、レプトン）は２×１行列
●
力を媒介する粒子は２×２行列
W＋
＝
（ ）
0 1
0 0
W－
＝
（ ）
0 0
1 0
電弱相互作用

●
力を媒介する粒子の２×２行列の他の独立な成分は？
Z0
＝
（ ）
1 0
0 -1
物質の種類をかえずにエネルギーだけ伝
n
n
える弱い相互作用
中性カレント相互作用
Z
理論的に予言され1974年に発見
●
γ ＝
（ ）
0 0
0 1
●
ｐ＋
p－
photon
n
＋γ
電磁相互作用と弱い相互作用の統一

GWS理論
電磁相互作用と弱い相互作用の違い
はW,Zとγの質量の違い

Higgs mechanism
電磁相互作用
●
ｎ
ｅ
＋γ

ｅ
は反応しない
現在の素粒子像（標準模型）
p=uud
n=udd
ニュートリノ反応の例（５）
荷電パイ中間子とそれに続くミュー粒子の崩壊
（大気ニュートリノ及び加速器ニュートリノの発生原理）
p+ 
m+ ＋ nm

-
ｅ+
(1) u ＋ d  m+
-
＋
＋
p+ = ud
ne ＋ -nm
nm
(2) m+  ｅ+ ＋ ne ＋ -nm

u

e- ＋ nm  ne
＋
m-  d
＋
＋
nm
m-
神岡関連のニュートリノ実験の歴史
１９８３年： カミオカンデ開始
１９８７年： カミオカンデ・超新星爆発からのニュートリノの観測
１９８９年： カミオカンデ・太陽からのニュートリノの観測
１９９６年： スーパーカミオカンデ開始
１９９８年： スーパーカミオカンデ・ニュートリノの質量の発見
１９９９年： K2K・世界初の長基線ニュートリノ振動実験の開始
２００１年： カムランド実験開始
２００２年： 小柴昌俊先生ノーベル物理学賞
カミオカンデ
岐阜県神岡町地下１０００ｍ
３０００トン水チェレンコフ
２０インチＰＭＴ約１０００本
１９８３～１９９５
２０インチ光電子増倍管（ＰＭＴ）
チェレンコフ光の発生原理
超音速 → ソニックブーム
超光速 → チェレンコフ光
e
（水中の光速 = c/n = c/1.33）
θ
カミオカンデにおけるニュートリノの観測原理
たくさんのニュートリノのうちごく少数か反応する。
e, m
n
タンクの中で荷電粒子が発生したように見える。
星からのニュートリノ
宇宙空間の水素が
重力で集まる
星の進化（１）
さらに大きく重い
原子核へ
核融合を起こし
ヘリウムができる

ｅ ＋ｐ  ne ＋ｎ
(4H →2ne＋42 He)
太陽ニュートリノ

3 42 He → 126C
4 42 He → 168O
星からのニュートリノ
超新星爆発
鉄より重い安定な
元素はない

星の進化（２）

いっせいに
ｅ ＋ｐ  ne ＋ ｎ
3 42 He → 126C
超新星ニュートリノ
外側の物質は宇宙空間へ
中性子星
カニ星雲
超新星爆発の中心に残った
中性子だけの巨大原子核
半径~10kmに太陽ぐらいの質量
10~100Hzで回転
~1012gaussの強磁場
もっと重い場合はブラックホール
中性子星
超新星SN1987A
爆発前
爆発後
カミオカンデにおけるSN1987Aニュートリノの観測
１３秒に１１ニュートリノイベント
初めての超新星爆発からの
ニュートリノの観測
スーパーカミオカンデ
岐阜県神岡町地下１０００ｍ
５００００トン水チェレンコフ
２０インチＰＭＴ約１２０００本
１９９６～
太陽ニュートリノの観測
data
SSM
= 0.465 ±0.005 (stat.) +0.016
-0.015 (syst.)
スーパーカミオカンデの観測は予想値の約４７％
 ニュートリノ振動の兆候？
qsun
22400イベント
n ＋ｅ  ｅ ＋n
ニュートリノ振動とは………..
ニュートリノに質量があると別の世代のニュートリノに遷移する現象
質量の固有状態
世代の固有状態
ニュートリノは“世代の固有状態”で生成し“質量の固有態”で飛行する。
質量が違えば飛行が違うので反応時はいくつかの世代の混合状態になる。
生成
飛行
反応
大気ニュートリノの生成
p, He
Atmosphere
p±
p+ 
m+ ＋ nm
+
 ｅ ＋ ne ＋ nm
m±
Super-K
e±
ne
nm
Earth
nm : ne = 2 : 1
大気ニュートリノを用いたニュートリノ振動の検証
電子ニュートリノとミューオンニュートリノの識別
（９９％の識別能力）
ne
＋
N 
ｅ- ＋ N’
nm
＋
N 
m- ＋ N’
スーパーカミオカンデの大気ニュートリノの観測結果
1289 日分のデータ
振動なし
e (low energy)
m (low energy)
振動あり
（ベストフィット）
Dm2=2.5×10-3eV2
sin22q=1.0
長距離飛行したnmは減少
したがneは変わらない。
e (high energy)
m (high energy)
nmと ntの間の振動
スーパーカミオカンデの事故と実験の再開
2001年11月12日水面下のほとんどのＰＭＴが
破損。残った半分のＰＭＴにcoverをつけて
2002年12月に実験再開。
Super-Kamiokande-II
K2K長基線ニュートリノ振動実験
１９９９ ～ ２００５（？）
前置検出器
ビームダンプ
崩壊パイプ
ターゲットステーション
１２GeV PS
陽子ビームライン
K2Kニュートリノビームライン
Pion Monitor
Alターゲット
ターゲットステーション
Target Station
前置検出器
崩壊パイプ
ビームダンプ
１２GeV陽子ビームライン
ニュートリノビームの生成
P
m+
nm
p+
Al
ターゲット
崩壊パイプ
電磁ホーン
p+ 
m+ ＋ nm

ｅ+
ビームダンプ
～１％
＋
ne ＋ n- m
ビームダンプで吸収（～９９％）
平均エネルギー1.3GeV、純度99％のnmビーム
前置検出器
K2K前置検出器
ファイングレイン検出器
１ｋｔ ミニカミオカンデ検出器
ミニカミオカンデのニュートリノイベント
ファイングレイン検出器のニュートリノイベント
スーパーカミオカンデのニュートリノイベント
GPS
KEK
GPS
TSK
Kamioka
1.5ms
ニュートリノ振動の解析（1999～2001）
ニュートリノが振動しているのならばスーパーカミオカンデでは….
（１）ニュートリノ事象数は予想より少ない。
期待値 80.1 +6.2
-5.4 に対し測定値 56
事象数
（２）ニュートリノのエネルギースペクトラムが歪む。
データ
振動なし
振動あり
ニュートリノ振動がない
可能性は１％以下
En(GeV)
JHFn長基線ニュートリノ振動実験
●
東海村の大強度陽子加速器施設（J-PARC）
から神岡にニュートリノビームを打ち込む。
ビーム強度はK2Kの100倍
J-PARC計画全体図
Life & Material Science
(Neutron, Muon, RI)
Particle Nuclear Physics
3 GeV Synchrotron
Linac
400 MeV normal linac
400-600 MeV superconducting linac
50 GeV Synchrotron
Neutrino
Nuclear Transmutation
JHF大強度陽子加速器とニュートリノビームライン
JHFニュートリノ実験のキーワード
（K2K実験との違い）
（１）大強度陽子ビーム （K2Kの～１００倍）
（２）nm ne 振動の探索
（３）off-axis ビーム
（４）２km前置検出器
nmne振動の探索
●
nmnt振動に加えて1%程度以下のnmne振動の可能性

●
●
p+ 
ニュートリノ振動についてのより深い理解
m+ ＋ nm
 ｅ + ＋ ne ＋ nm
1%のバックグラウンドne
バックグラウンドneを減らすため崩壊パイプを短くする
200m → 110m
（K2K)
●
neの割合は0.2%程度
（JHFn)
ニュートリノビームのエネルギー
●
ニュートリノエネルギーは弾性散乱を用いて決定するが、
nm ＋ ｎ  m ＋ ｐ
非弾性散乱ではpができるためエネルギーの測定が困難
nm ＋ N 
m ＋ p’ｓ
＋
N’
エネルギーが高いほど非弾性散乱が多い。
●
nm nt振動が大きいのは
ニュートリノの散乱断面積
エネルギーが0.5～1.0GeV
0.5～1.0GeVのニュートリノ
ビームが望ましい。
弾性散乱
Off Axis Beam
●
ビームの中心をスーパーカミオカンデの方向から
2～3°ずらす。 ニュートリノビームの強度は減るが
エネルギーの低くてそろったビームになる。
●
ずらす角度は他の実験待ち
→ 可変にしておく
2°
SK
ビームライン
q
1°
3°
0°
ビーム方向と崩壊パイプの形状
神岡鉱山近辺
3°
3°
1°
2°
2°
1°
SK
HK
10.3km
SK
2.98°(OAB2°)
~10km
3.54°(OAB2.5°)
4.08°(OAB3°)
2°
HK
Beam eye
2.5°
3°
断面が縦長の崩壊パイプ
2km検出器
●
水チェレンコフを作りたいがビームラインの近くでは
ニュートリノビーム強度が強すぎる。
●
崩壊パイプの長さ（110m）よりも十分離れている必要
SK
ビームライン
●
●
q
十分離れたところに水チェレンコフを中心とした前置検出器
を作りたい。

2km検出器
2km検出器と候補地
2km
このあたり
ターゲット
スケジュール
2002
2004
2006
2008
JHF-n construction
SK
rebuild
2010
physics run
SK-half
SK-full
MINOS 2yr
OPERA 5yr
ニュートリノに関連したノーベル物理学賞（１）
１９７９年 Glashow
Weinberg
Salam
中性カレントの予言。電磁相互作用と弱
い相互作用の統一理論への寄与。
１９８３年 Chandrasekhar 星の進化、構造を知る上で重要な物理的
課程の研究。
Fowler
１９８４年 Rubbia
van der Meer
W,Z粒子の発見をもたらしたプロジェクト
への貢献。
１９８８年 Lederman
Schwartz
Steinberger
ミューニュートリノの発見とレプトン二重構
造の実証。
ニュートリノに関連したノーベル物理学賞（２）
１９９３年 Hulse
Taylor Jr.
連星パルサーの発見。
１９９５年 Perl
Reines
レプトン物理学の先駆的実験。
１９９９年 ’tHooft
Veltman
電弱相互作用の量子論的な構造の解明
２００２年 Koshiba
Davis
天体物理学、特に宇宙ニュートリノの検出
へのパイオニア的貢献。
END
Comment on JHF-Phase-II
★0.77 → 4 MW beam power
★～1 Mton detector
(Hyper-Kamiokande)
> 100 more events
CP Violation
ν:2yr
ν:6.8yr
Neutrino beam facility
p+(target) p  nm + m
PQ1
PQ2B
PH3
PQ5 PV2
PQ4B
PQ4A
PV1
PQ3A
PQ3B
PQ2A
PD1
1.92 deg. bend
PH2
PH1
PD2
1.92 deg. bend
サブトンネルA
電気室
保安林伐
電気ヤー
ド
制御室
WC
出入管理
UV2
UD2
UQ1
UQ2
冷凍機室
液体窒素
タンク
Components
電源棟
ST1
ST2
コンプレ
ッサー
室
SM1
低温棟
UH1
輸送道路
土盛り レベルTP+9
上面はTP
.3ｍへ
ニュー
。
+10.8
ト
離れる リノ建屋を輸送ｍ保存するた
方向へ５
め法面
道路
（０２０
発生。
２０７小林 ｍ移動。 側へ３ｍ、
８間道
隆）
路から
UH2
UQ3
UQ4
サブトンネルB
採エリ
ア
UD1
SM2
UQ5
ST3
UH3
ＮＤ１
建屋壁面
伐採面積 より５ｍ離れ
たと
計：０．
286ｈａ ころまで保安
林伐採。
ST4
機械ヤー
ド
バッファ
タンク
カード
ル置場
UV1
NM1
5,800
l/mi
980 l/mi n(低温設備
)
n(磁石
電源)
37. 5m
4%slope
4%slop
e
C
ル
ネ
トン
ブ
サ
ＮＤ２
DQ3 DQ4
シャッター
DSV DSH
DQ1 DQ2
電源室
DD1
DD3
DD2
Horn2
サブトンネルD
Horn1
Target
Station
~4,500l/ min(磁石汚染)
トンネル空調
TS換気
NM2
ヤード
冷却棟
放射化物保管室
3NBT
3.0
130.0
6.6
6.6
20.0
130m
60.0
decay pipe
3.0
5.6
5.6
30.0
2.50
2.50
3.50
μピット１
3.5
3.50
1.50 1.50
3.00
4.00
1.50
7.0
2.00
2.00
8.00
4.5
5.0
5.0 5.0
μピット
測定室
15.0
μピット２
280m
3.0
3.6 2.4
2.4 3.6
μピット1鉄置場
3.0
4.6
13.5
(3300hr~140days)
電気室
電源ヤード
4.6
Single turn fast extraction
8 bunches/~5ms
3.3x1014proton/pulse
3.94 (3.64) sec cycle
1ｙｒ≡1021proton on target(POT)
C さ
W な広
適当
Proton beam transport
Preparation section
Arc section (Super-conductive)
Final focusing
Target/Horn system
Decay pipe (130m)
Beam dump
25,000
m-pit
Near detector
ντ
νμ
νe
Solar neutrinos
MARSによる放射線量の計算
●
MARS－Fermilabで開発されたシミュレーションプログラム
●
物質を位置の関数としてinputし、ビームの位置、方向、
エネルギーを与えて、放射線量を計算する。
●
3Dの場合はビーム軸についての回転対称を考える。
●
コンクリート厚は6m
●
同様の方法でターゲットス
テーション、ビームダンプ
も計算。
log(放射線レベル（mSv/particle)
MARS計算の例
基準値
コンクリートの厚さ（m）
ビームラインの放射線遮蔽
●
●
放射線遮蔽はできるだけ薄く → 予算の節約
要求される放射線レベル
H < 5 mSv/h @ コンクリート表面
H < 0.25 mSv/h @ 土の表面
Neutrino Flux (arb. unit)
8
250kA
6
4
x20
2
0kA
0
0
1
2
3
4 E  (GeV)
Muon monitor
Behind
beam dump
Segmented
Ionization
chamber
Silicon Pad Detector
Array
Monitor the profile center of muons
spill by spill.
Pion Monitor
Gas Cherenkov detector: (insensitive to primary
protons)
Measure momentum and angular distribution of
d e c a y horns.
pions, N(pp, qp) just afterTvoothe
lume
expected
measuremen t
Pion monitor
Top view
N SK
= N KEK
 R(Far / Near)
Gas volume
~ Design on May 11,'98 ~
th
24
mm
48
Blind
190
Beam window
910
From
2nd Horn
27


R=

( En ) ( En )dEn
Mass
N SK
 Mass
N KEK
KEK ( En ) ( En ) dEn
470
c
ng
64
2100
Fo
al
le
34
230
1
Spherical 50
mirror
900
200
2750
SK
5
910
600
2
110
33
Photo detector
20 PMTs
200
Beam view
1.0×10-6
DT (msec)
GPS
Tspill
TSK
1.5ms
DT (msec)
ＪＨＦ大強度陽子加速器
ニュートリノビーム強度：１００×K2K（×４）
Neutrino Energy reconstruction
(assuming Quasi-Elastic(QE) interaction)
m
-
nm + n m + p
nm
q
p
(Em , pm)
En =
mN Em - mm2 2
mN - Em + pm cosq m
Non Quasi-Elastic event
gives lower En
ニュートリノの観測結果
 全放出エネルギー＝2.5±1.2 ×1053 erg
 原始中性子星の表面温度
＝5.2±1.2 ×1010 度
 原始中性子星の半径
＝23±20 km
 放出時間
＝4.2±2 秒
 太陽・大気ニュートリノの研究
Detectors
p
p
0m
n
140m
280m
2 km
295 km
• Muon monitors @ ~140m
– Behind the beam dump
– Fast (spill-by-spill) monitoring of
beam direction/intensity
Neutrino spectra at diff. dist
1.5km
• First Front detector @280m
– Neutrino intensity/direction
– Study of neutrino interactions
295km
• Second Front Detector @
~2km
– Almost same En spectrum as for
SK
– Absolute neutrino spectrum
– Precise estimation of background
• Far detector @ 295km
0.28km
dominant syst. in K2K
ニュートリノがほとんど反応しないのは
上/下側の状態”（W±粒子）は短距離しか飛べない。

レプトンと核子（もしくは他のレプトン）と「ニアミス」した
時しか反応しない。
すなわち稀にしか反応しない。

ニュートリノは弱い相互作用しかしない粒子
ニュートリノ何でも突き抜ける。