スーパーカミオカンデ(SK) T2K XMASS

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1 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 スーパーカミオカンデ検出器内部

2 ne nm nt ニュートリノ(n)とは？ 太陽ニュートリノ振動 ？ 大気ニュートリノ振動
基本的な素粒子の１つだが、詳細な性質に関してはまだ分かっていない。 SKでn振動の精密観測から、nに質量があることがわかった＝素粒子の標準模型を越えた初めての実験結果(10年前) 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実験で世界のトップクラス。 ニュートリノ振動の概念 ne 太陽ニュートリノ振動 ？ nm 大気ニュートリノ振動 nt 宇宙線研は主導的役割を果たしている研究機関の１つ

3 宇宙ニュートリノ研究部門 神岡宇宙素粒子研究施設 鈴木 SK低エネルギー XMASS 中畑 SK低エネルギー XMASS
　塩澤　SK中高エネルギー　T2K 　早戸　SK中高エネルギー　T2K 　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・准教授の主要な研究内容 研究室訪問はこの場所です 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

4 スーパーカミオカンデ検出器 エレキハット コントロール室 内水槽 純水装置 外水槽 41.4m 39.3m n精密観測には大型検出器が必要
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20インチ光電子増倍管(PMT) 1996年観測開始 1998年、ニュートリノ振動を世界で初めて観測した 2008年９月、電子回路を更新しSK-IV運転中 荷電粒子 チェレンコフ光 ニュートリノ コントロール室 内水槽 41.4m 純水装置 Ikeno-yama Kamioka-cho, Gifu 1km (2700mwe) 3km 2km 外水槽 SK Mozumi Atotsu 39.3m 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

5 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 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 19 University of Minnesota, Duluth, 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 35 Warsaw University, Poland 36 University of Washington, USA ~130 collaborators 36 institutions 5 countries From a paper submitted in Jan. 2008 Oct. 2007~ IPMU 数物連携宇宙研究機構

6 神岡宇宙素粒子研究施設 坑内実験エリア 研究棟、計算機棟 宿泊棟 （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, 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 1120core linux PC 700TB disk 端末70台 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。） 計算機棟 研究棟 国道41号 宿泊棟 研究環境は快適 見学歓迎！

7 SKでの低エネルギーn観測 太陽ニュートリノ 超新星爆発ニュートリノ 新しい物理現象の探索 (~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、…

8 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 + e  n + 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)

9 太陽中でのニュートリノ振動 P(ne  ne) 物質効果による歪み 物質の効果ほとんどなし （真空振動） 真空中の振動 物質効果
SKが測る領域 真空中の振動 物質効果 1 pp 0.8 物質効果による歪み 7Be P(ne → ne) pep 0.6 8B 0.4 0.2 En=10MeV Neutrino energy (MeV) 中心 ニュートリノエネルギー(MeV) 表面

10 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

11 星の一生 超新星 >30xMsun ~ 25xMsun ~ 10xMsun ~ Msun 軽い星 星の重さ（太陽と比べて） 中性子星
白色矮星 中性子星 ブラックホール 軽い星 ~ Msun ~ 10xMsun ~ 25xMsun >30xMsun 星の重さ（太陽と比べて） 超新星 ＮＨＫ出版「百億個の太陽」　P52

12 炭素から酸素、ネオン、ナトリウム、マグネシウム
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…..

13 超新星爆発直前の星の内部構造 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。 内側から、 鉄 ケイ素 酸素
　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。

14 Super-K: 期待されるイベント数 ~7,300 ne+p events ~300 n+e events
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

15 期待される超新星爆発の信号 爆発の時間発展を詳細にみることができる。 SN at 10kpc 時間発展 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

16 宇宙の始めから積算されてきた超新星ニュートリノ
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。

17 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) 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) 太陽 8B (ne) スーパーカミオカンデの有効体積 太陽 hep (ne) 期待されるSRN信号の数 事象/年/22.5キロトン (10-30MeV) SRN予想スペクトル (ne fluxes) 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） 大気ニュートリノne

18 超新星背景ニュートリノ（SRN）観測の現状
M.Malek et al.(SK-I),Phys.Rev.Lett.90,2003. 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。 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） 現在のしきい値 SRN の予想 バックグラウンドを減らす方法を開発している。

19 n ne p Gd ガドリニウムによるneの同定 e+ g 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
（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。） ne e+ p n g Gd 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。 従来の信号 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)

20 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 0.2%Gd入り２００トン水タンク 透過率測定装置 水純化装置

21 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