● 開発の現状 ● 応用例 ● 開発計画 2006 年 11 月 21 日 ＫＥＫ測定器開発室ミーティング 金 信弘（筑波大学物理）、 武政健一（筑波大学物 理）、 清水裕彦（ＫＥＫ物構研）、 山内正則（ＫＥＫ素核 研）、 Ｓｏｏ－Ｂｏｎｇ Ｋｉｍ（Ｓｅｏｕｌ大） 超伝導体光検出器の開発 ー超伝導トンネル接合素子（ＳＴＪ）を用いた赤外線検出器ー

新赤外線検出器 STJ （ Superconducting Tunnel Junction ） 2006 年 2 月 24 日 KEK 測定器開発室セミナー

超伝導トンネル接合検出器の構造

超伝導トンネル接合検出器の作動原理

超伝導体光検出器の応用例 １．ニュートリノ崩壊探索実験 ２．赤外線背景輻射のスペクトル測定 ３．赤外線サーモグラフィーなどへの実用 （可視光・赤外線の１光子のエネルギー測定）

ニュートリノ崩壊の探索 ディラック・ニュートリノは崩壊するが、寿命が非常に長いので、宇宙 背景ニュートリノを用いないと、まず検出不可能。 宇宙背景ニュートリノは 110 個 /cm 3 存在し 、 1.9K(0.6meV) の平均エネ ルギーでプランク分布。 ν 3 →ν 2 ＋ γ を例えば m 3 =60meV, m 2 =11meV （ニュートリノ振動の結果と矛盾しない値）で考えると、ほとんど monochromatic な 30meV （ RMS=0.5%) の遠赤外線を出す反応となる。

ニュートリノの寿命 M. Beg, W. Marciano and M. Rudeman Phys. Rev. D17 (1978) ニュートリノ崩壊幅を SU(2) L ｘ SU(2) R ｘ U(1) 模型で計算. M （ W R ）無限大が標準模型と一致。 寿命は 年～ 年 (ν 3 →ν 2 ＋ γ ）

崩壊光子のスペクトル （赤方偏移 red shift による smearing ） 宇宙背景ニュートリ ノが崩壊する時刻は寿命 が宇宙年齢に比べて十分 に長いので，時間につい ては一様に分布すると考 えて良い。 Red shift z と宇宙年齢 t との間には， という関係式が成り立つ （宇宙が平坦な場合）の で， E  は右図のように広 がる。 実際に観測される光子のエネルギー E  は，ドップラー効果によって red shift z が無い場合のエネルギー E 0 に比べて E  = E 0 /(1+z) だけ小さくな る。

崩壊光子のスペクトルと 2.7K 宇宙背景輻射 2.7K 宇宙背景輻射 40  m200  m 2mm

COBE （ COsmic Background Explorer) 観測実験 構成： 3 つの観測装置 Far Infrared Absolute Spectrophotometer (FIRAS) 宇宙マイクロ波背景輻射のスペクトルの精密測定 Differential Microwave Radiometers (DMR) 宇宙マイクロ波背景輻射のゆらぎ（初期宇宙の密度分布）の観測 Diffuse Infrared Background Experiment (DIRBE) 宇宙赤外線背景輻射の観測 November 18, 1989 ： 観測開始 September 21, 1990 ： FIRAS 観測終了。 DIRBE 観測一部（波長 4.9 µm 以 上）終了。 December 23, 全観測終了

COBE 赤外線背景輻射観測装置 （ DIRBE:Diffuse InfraRed Background Experiment ) 口径２０ｃｍ、視野１ ° 波長フィルター：回折 検出器：ボロメーター（熱量計）

COBE による赤外線背景輻射観測 ( 続き１） １９９８年１月 Press Release 赤外線背景放射の測定に 成功 データから太陽系や恒 星、銀河から放射されている赤外線を除去していった。 その結果銀河の両極の方向に数十億光年以上彼方の赤外線背景放射を発見した。 When infrared light from these sources was subtracted from the all-sky maps, the astronomers found a smooth background of residual infrared light in the 240 and 140 micrometer wavelength bands in "windows" near the north and south poles of the Milky Way, which provided a relatively clear view across billions of light-years. また観測された赤外線の量は可視光による観測から推測されたものよりはるか に多いことから、宇宙には予想より星間ガスが多いのか、宇宙の初期において、 星 々が突発的に誕生し多量のエネルギーを放射したものの、現在までに死滅し たのか、の２通りの考え方が提起されている。

COBE による赤外線背景輻射観測 ( 続き２） 宇宙から観測される全赤外線の各波長ごと のマップ。中心を横切る明るい部分は銀河 系の星間ガスから放出される赤外線。Ｓ字 の明るい部分は太陽系の惑星間のダストか ら放出される赤外線。 短い波長では、こ れらのバックグランドが特に大きい。

COBE による赤外線背景輻射観測 ( 続き３） （上） 宇宙から観測される全赤外線のマッ プ。中心を横切る明るい黄色または オレンジ色の部分は銀河系の星間ガ スから放出される赤外線。青いＳ字 の部分は太陽系の惑星間のダストか ら放出される赤外線。 （中） 上から太陽系の赤外線を除去したも の （下） さらに銀河系などの赤外線を除去し たもの。中央の黒い部分は銀河系に 遮られて観測できなかった部分。

COBE による赤外線背景輻射観測 ( 続き４） The two black circles with error bars represent DIRBE detections of the CIB at 140 and 240 µm. (These detections were the subject of a press release.) Circles with downward- pointing arrows represent DIRBE 2 sigma upper limits at µmpress release.

赤外線背景輻射観測の論文（１）

赤外線背景輻射観測の論文（５） CIB upper limit(measured by COBE) CIB estimated by Foreground subtraction

超伝導体光検出器の開発計画 遠赤外線（ λ ～ 40μm, E ～ 30meV ）の一光子エネルギー測定を行うために新 材料の検出器を開発する。 従来のＮｂ・Ａｌでなく、ＨｆあるいはＷを 用いる。 エネルギーギャップ 相転移温度 Nb 3.05 meV 9.29 K Ａｌ 0.34 meV 1.20 K Ｈｆ meV K W meV K 2006 年度（ 予算 190 万円 ） ● Ａｌ 試作 Ｘ線（ ５５ Ｆｅ）テスト（ 0.4 Ｋ）： 液体ヘリウム 40 万円、 低温部品など 44 万円、 旅費 20 万円 ● Ｈｆ、 Ｗ 準備 ： Hf + Zr(Zr<3%) 6inch x 5t 50 万円 W 6inch x 5t 36 万円 2007 年度 ● Ｈｆ、 Ｗ レーザーテスト 低温クライオスタットなど ～ 2000 万円