Transcript (n)とは？
スーパーカミオカンデ(SK) T2K XMASS 宇宙ニュートリノ研究部門 研究目的： ニュートリノや他の素粒子を通して 宇宙・素粒子物理学の謎を解明する 中畑 雅行 [email protected] スーパーカミオカンデ検出器内部 ニュートリノ(n)とは？ • 基本的な素粒子の１つだ ニュートリノ振動の概念 が、詳細な性質に関して はまだ分かっていない。 e • SKでn振動の精密観測から、 nに質量があることがわ 太陽 かった＝素粒子の標準模 ニュー 型を越えた初めての実験 トリノ ？ 結果(10年前) 振動 • 振動パラメータの精密測 定などは、素粒子物理の 理解には不可欠。 • 日本はn実験で世界のトッ 大気ニュー プクラス。 m トリノ振動 t n n n 宇宙線研は主導的役割を果たしている研究機関の１つ 宇宙ニュートリノ研究部門 教授・准教授の 神岡宇宙素粒子研究施設 主要な研究内容 鈴木 SK低エネルギー XMASS 中畑 SK低エネルギー XMASS 研究室 森山 SK中高エネルギー XMASS 訪問は 塩澤 SK中高エネルギー T2K この場 早戸 SK中高エネルギー T2K 所です 岸本 SK低エネルギー XMASS 宇宙ニュートリノ観測情報融合センター 梶田 SK中高エネルギー T2K 教授/准教授:7名、助教/特任准教授/特任助教: 14名、 研究員: 4名、大学院生: 11名 スーパーカミオカンデ検出器 エレキハット 50000トンの純 水 •約11000本の コントロール室 20インチ光電子 増倍管(PMT) 内水槽 •1996年観測開 始 荷電粒子 •1998年、 純水装置 ニュートリノ振 Ikeno-yama 1km Kamioka-cho, Gifu 動を世界で初め チェレンコフ光 (2700mwe) て観測した 3km 2km •2008年９月、 Mozumi Atotsu SK 電子回路を更新 39.3m しSK-IV運転中 ニュートリノ 41.4 m 外水槽 • n精密観測には大型検出器が必要 •SKは世界最大の水チェレンコフ検出器 The Super-Kamiokande Collaboration 解析グループの打ち合わせは週に１回 全体ミーティングは年に２回 議論は英語 神岡での実験シフト：１日あたり４人(+backup) (10年以上続いている) 世界の研究者が神岡を訪れる。 研究分野を代表する実験装置が身近にある。 研究者として習得できることが非常に多い。 1 Kamioka Observatory, ICRR, Univ. of Tokyo, Japan 19 University of Minnesota, Duluth, USA 2 RCCN, ICRR, Univ. of Tokyo, Japan 3 Boston University, USA 4 Brookhaven National Laboratory, USA 5 University of California, Irvine, USA 6 California State University, Dominguez Hills, USA 7 Chonnam National University, Korea 8 Duke University, USA 9 George Mason University, USA 10 Gifu University, Japan 11 University of Hawaii, USA 12 Indiana University, USA 13 KEK, Japan 14 Kobe University, Japan 15 Kyoto University, Japan 16 Los Alamos National Laboratory, USA 17 Louisiana State University, USA 18 University of Maryland, College Park, USA 20 Miyagi University of Education, Japan 21 Nagoya University, Japan 22 SUNY, Stony Brook, USA 23 Niigata University, Japan 24 Okayama University, Japan 25 Osaka University, Japan 26 Seoul National University, Korea 27 Shizuoka University, Japan 28 Shizuoka University of Welfare, Japan 29 Sungkyunkwan University, Korea 30 RCNS, Tohoku University, Japan 31 Tokai University, Japan 32 Tokyo Institute for Technology, Japan 33 University of Tokyo, Japan 34 Tsinghua University, China Oct. 35 Warsaw University, Poland 36 University of Washington, USA ~130 collaborators 36 institutions 5 countries From a paper submitted in Jan. 2008 2007~ IPMU 数物連携宇宙研究機構 神岡宇宙素粒子研究施設 研究棟 計算機棟 • 坑内実験エリア – SK, XMASS, CLIO, … – 日本最大、世界でも有数 の精密物理実験エリア • 研究棟、計算機棟 国道41号 – 1120core linux PC – 700TB disk – 端末70台 • 宿泊棟 宿泊棟 – 17single room, 1twin, 和室、食堂 （大学院生室は柏と神岡 の両方にあります。） 研究環境は快適 見学歓迎！ SKでの低エネルギーn観測 • 太陽ニュートリノ (~MeV) – ニュートリノ振動の精密解析 – 太陽モデルの検証 • 超新星爆発ニュートリノ – バーストニュートリノ • 銀河中心で起これば～8000事象観測可能。 • 超新星爆発の理論解明に大きく貢献できる。 – 過去の超新星爆発によるニュートリノ • 未発見。SKではもう少しで発見できそう。 • 新しい物理現象の探索 – モノポール、n磁気モーメント、… 太陽ニュートリノ 4p 4He + 2e+ + 2ne+25MeV エネルギー領域 0-18MeV 地上で、~660億 ne /秒/cm2 最も強力なニュートリノ源 太陽中心付近での核融合時 に電子nが生成される ニュートリノ振動の研究 太陽の内部構造の研究 SKでの反応： n+en+e １日に15事象程度 (5MeV以上) 光は太陽の表面観測のみ nは現在の太陽内部を直接 観測している(nのみ可) 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) 超新星ニュートリノ 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。 超新星SN1987a 星の一生 ブラックホール >30xMsun 超新星 ~ 25xMsun ~ 10xMsun 中性子星 ~ Msun 白色矮星 軽い星 星の重さ（太陽と比べて） ＮＨＫ出版「百億個の太陽」 P52 重い星は元素の生成工場 ４個の水素原子核からヘリウム (4p → 4He+2e++2ne ) 太陽の中央程度の温度、密度（107K、150g/cm3） ３個のヘリウムから炭素 (3 4He → 12C) 更に高い温度、密度 （108K、104g/cm3） 炭素から酸素、ネオン、ナトリウム、マグネシウム (12C +a→16O, 12C+12C → 20Ne, 23Na, 24Mg…) 超高温度、高密度 酸素からケイ素、鉄 16O+16O → Si, Mg, S, Ar, Ca… Si + Si → Cr, Fe, Ni….. 超新星爆発直前の星の内部構造 内側から、 鉄 ケイ素 酸素 炭素 ヘリウム 水素 超新星爆発では、中心の鉄の核が一気につぶれて、 中性子星やブラックホールになる。 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)) 銀河中心 ~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 期待される超新星爆発の信号 時間発展 SN at 10kpc 超新星との方向分布 n+e 中性子化バースト ne+p 電子散乱の現象を使って 超新星の方向を～５°の 精度で決めることができる 爆発の時間発展を詳細に みることができる。 ニュートリノ天文学 超新星背景ニュートリノ： 宇宙の始めから積算されてきた超新星ニュートリノ 宇宙には1020個の恒星がある。（109個の銀河、1011星/銀河） 全恒星の約0.3%が超新星爆発に至る。 したがって、宇宙の開闢から今までに約1017回の超新星爆発がお きてきたことになる。それにともなうニュートリノ（超新星背景ニュー トリノ）は宇宙に満ちている。 超新星背景ニュートリノのスペクトル （理論的な計算） ｚはビッグバンからの時間をあらわし、大きいほ ど宇宙の初期をあらわす。 超新星背景ニュートリノ(Supernova Relic Neutrino(SRN))が観測されれば、 宇宙の初めからの重元素合成の歴史 を探ることができる。 予想される信号とニュートリノのバックグラウンド 原子炉 n (ne) 太陽 8B (ne) 太陽 hep (ne) Constant SN rate (Totani et al., 1996) Totani et al., 1997 Hartmann, Woosley, 1997 Malaney, 1997 Kaplinghat et al., 2000 Ando et al., 2005 Lunardini, 2006 Fukugita, Kawasaki, 2003(dashed) SRN予想スペクトル (ne fluxes) 大気ニュートリノne スーパーカミオカンデ の有効体積 期待されるSRN信号の数 0.8 -5.0 事象/年/22.5キロトン (10-30MeV) 10-30MeVが開かれた観測のエネル ギー窓 スーパーカミオカンデ（ＳＫ）クラスの 大きな実験装置が必要。ＳＫが世界で 唯一検出可能。 太陽ニュートリノはneが同定できれば除 去できる。（後述） 超新星背景ニュートリノ（SRN）観測の現状 ＳＫによって得られたSRN強度の 上限値は、理論的な予想値の３ 倍程度のところまできている。 Number of events/day/22.5kt/0.5MeV M.Malek et al.(SK-I),Phys.Rev.Lett.90,2003. 10 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 び太陽ニュートリノ） 4 103 102 10 ＳＫの今のSRN観測方法では バックグラウンドで制限されてし まっており、このままでは観測の 向上は望めない。 SK-I final data sample 1 -1 10 SSM(BP2004) * 0.4 (efficiencies are considered) 現在のしきい値 -2 10 -3 10 SRN の予想 -4 10 6 8 10 12 14 16 18 20 Energy (MeV) バックグラウンドを減らす方法 を開発している。 ガドリニウムによるneの同定 従来の方法：陽電子の信号のみ 新たな方法：陽電子および中性 子の信号を捕える n ne p e + 従来の信号 Gd g 付加する信号 この同定方法はJ.BeacomとM.Vagins により提案された。 (Phys.Rev.Lett.93:171101,2004) （ガドリニウムを0.2%水に溶かすことに よって、中性子をガンマ線に９０％の効 率で変換できる。） 陽電子と中性子からの信号は、 時間的、空間的に同期するた め（約２０マイクロ秒、0.5m以 内）、高い効率でバックグラウン ドを除去できる。 そのため、解析しきい値を現在 の18MeVから10MeVに下げて、 ＳＲＮの信号を３倍弱増やせる ことも感度向上の要因。 ガドリニウムを入れるための予備実験 ガドリニウムを溶解させた２００トンの試験用水チェレンコ フ実験装置を作り、原理検証実験をおこなう。 光電子増倍管 水純化装置 0.2%Gd入り２００ト ン水タンク 透過率測定装置 ガドリニウム予備試験 透過率測定装置 200 トンタンク Gd 水循環装置 溶解槽、前処理システム Feb.16, 2011 21