J- PARC
5.5 検出器アップグレードのまとめ
5.4.2 MWPC 面の追加
5.4.1節で述べたように6つの内壁全てを検出器にすることは困難であるため、最も手頃に
実装することが可能であるMWPC面の追加について記述する。MWPCを更に上部に一段追 加することで図5.9に示すように(43.5±0.5)% のガス起因事象の時間原点を得ることができ る。ここで得られる時間原点を元にガス起因事象の40%を排除できる事を同様にしてシミュ レーションから見積もった。
MWPCを追加するだけでもガス起因事象の分布を得ることができ見積の不定性を抑えるこ とに役立つと考えられている。
Drift time origin Detectable
TPC X [mm]
−150 −100 −50 0 50 100 150
TPC Y [mm]
−150
−100
−50 0 50 100
150 Existing
Extra
Drift time origin Detectable Drift time origin Undetectable
TPC X [mm]
−150 −100 −50 0 50 100 150
TPC Y [mm]
−150
−100
−50 0 50 100
150 Existing
Extra Drift time origin Undetectable
図5.9 追加MWPCによって時間原点を取得可能な飛跡：[左]MWPCをもう一段追加す ることで時間原点を取得できるガス起因事象の飛跡をxy平面で描いている。[右]時間取得 ができない飛跡。ここからガス起因事象の(43.5±0.5)%のイベントの時間原点を取得可 能であることがわかった。
5.5 検出器アップグレードのまとめ
「J-PARCのビーム増強」と「SFCのアップグレード」が行われて得られる大強度・大口径
ビームを受け入れる検出器を用いるとおよそ1ヶ月の測定でO(0.1)%の統計精度に到達でき る。ガス圧10 kPaの測定でガス起因事象の絶対数を90%低減し、MWPCを上面に追加する ことで更に40%低減することで、現在の8%から0.48%に抑える事がでる。十分条件である 0.1%以下に抑えることはできないが、必要条件としてガス起因事象による不定性を0.09%に 抑えることができる。更に、有感壁面化によってガス起因事象の見積精度は向上するため十分 O(0.1)%の測定が可能である。
付録Dに示すように、検出器のアップグレードを行った上でガス起因事象をO(0.1)%不定 性で抑えることができなかった場合にもガス圧の異なるデータ同士の引き算を行うことで排除 可能である。
第 6 章
まとめ
この章では、本研究をまとめる。
中性子寿命τn = 880.3±1.1 [sec]は、「ビッグバン元素合成理論」や「CKM行列のユニタ リ性」にとって重要なパラメータである。ところが、歴史的に行われてきた2つの寿命測定
“Neutron-Counting 法 と“Proton-Counting 法”の結果は 3.9σ 異なっており新たな手法に よる高精度測定が求められている。
J-PARCにて、既存の2手法と異なる新たな手法“Electron-Counting 法 を用いて中性子 寿命を行っている。2014年と2015年に取得した初の物理データの解析を行い信号事象と背 景事象を定量的に評価しこの手法を用いてO(1)%の精度で測定できることを示した。解析に 必要となるシミュレーションは、宇宙線、55Fe X線源のデータをインプットとして開発を行 い中性子β 崩壊信号をよく再現することを確かめた。本実験では中性子寿命の結果が計算で きることによって先入観が入らないよう、3He数密度の値を公開しないブラインドな解析を 行っている。よって、本研究では論じられていない系統誤差の要因を含めた全ての解析手法の 妥当性について確認が取られた上で寿命の値を決定する。
今後、O(0.1)%精度での寿命測定を行うにあたり検出器に必要となる改良項目を「大口径 化」「低ガス圧化」「有感壁面化」の3点提案し、実現に向けて開発を開始した。シミュレー ションによる見積もりによりO(0.1)%精度を達成可能と見積もられている。
付録Dに示すように、検出器のアップグレードを行った上でガス起因バックグラウンドを O(0.1)%の精度で抑えることができなかった場合にもガス圧の異なるデータ同士の引き算を 行うことで排除可能である。
89
付録 A
宇宙線べトーカウンターの検出効率 改善
宇宙線はβ 崩壊のバックグラウンドとなるため4.3.3節で示した通りTime of Flightの引 き算によって排除する。ところが、データ中に宇宙線由来イベントが多数含まれる場合 統計精 度を損なう原因となるため、宇宙線べトーカウンターの検出効率が十分高いことを示す必要が ある。平積みの状態にしたべトーカウンターの上下を トリガーカウンターで挟むことで宇宙 線の通過を識別し、個々の検出効率が十分に高いことは既に調べられている(図A.1,表A.1)。
一方、組み上げられた状態のべトーカウンターのTPCに対する検出効率は、真空容器下に 設置した宇宙線トリガーカウンター(図2.16)で宇宙線を識別した際*1にいずれかの宇宙線べ トーカウンターでトリガーされているかで見積もられ96.30±0.06%の結果を得た。表A.1 の検出効率をシミュレーションにインプットとして同様の解析を行った場合97.37±0.37%の 結果を得た。検出効率の低下の原因が組み上げたべトーカウンター同士の隙間に由来すると考 えTPCを用いて原因を特定する解析を行った。
検出効率 [%] 立体角 [%]
Top 99.42±0.018 81.4 Front 99.36±0.02 30.1 Back 99.47±0.02 30.5 BL04 99.29±0.019 41.8 BL06 99.11±0.019 42.3 XFront 97.95±0.06 23.2 XBack 98.58±0.06 23.4
表A.1 各宇宙線べトーカウンターの検出効率 [13]と TPCに対する立体角：立体角は TPCに進入する宇宙線のうち 各べトーカウンターがカバーしている割合を示している。
*1TPC単体では環境γ線の混入など、トリガーされたイベントが宇宙線であると同定することができないため
図A.1 各宇宙線べトーカウンターの検出効率測定：全てのべトーカウンターを平積みにし 上下をトリガーシンチレータで挟んで測定が行われた。
中性子ダンプのデータには、べトーカウンターでトリガーされずにTPCに進入したイベン トが含まれている。宇宙線が中性子ビーム軸(z軸)と成す角をθ とし*2、xy平面でx軸と成 す角を φと定義する。宇宙線は常にy 正の方向から到来すると仮定するとcosθ > 0が上流 側、cosθ < 0が下流側に対応する。また、φ= 0が地面と水平方向、φ=π/2が垂直方向に 対応する。
図 A.4 は環境イベントの到来方向を示している。図 A.5 は θ, φ 方向への射影であり cosθ = ±0.7, φ = 1.2 付近に上流下流の非対称なイベントが確認できる。この方向はTop VetoとFront Vetoの境界にあたり、Front Veto がXFront Veto の重みで上部が上流方向に 傾き隙間を作っていることがわかった(図A.2,A.3)。鉄遮蔽体とFront Vetoの間に支えを挟 み傾斜を修正したところ環境イベント中の1.82±0.13%を占めていた上流由来の宇宙線の割 合を0.12±0.2%に減少する事ができた(図A.6,A.7)。トリガーシンチレータを使った検出効 率の見積もりでは、97.37±0.017%とおよそ1%の検出効率の回復を確認した。
ところが、トリガーカウンターはTPCよりも下方に設置されているため宇宙線べトーカウ ンターで塞がれていないビームダクトから進入した宇宙線を天頂角分布cos2θの関係上TPC に比べて多く記録しておりこのことはトリガーカウンターを使って見積もられた検出効率低 下の原因であると考えられる。シミュレーション上ではTPCに進入する角度の宇宙線に対す る検出効率は、98.84±0.05%と見積もられているため、TPCに対しては99%程度の十分な 検出効率を持っていることが分かった。それぞれの条件で得られた検出効率を表A.2にまと める。
*2天頂角θとは異なる。
91
評価対象 実験データ [%] シミュレーション [%]
トリガーシンチ(傾斜修正前) 96.30±0.06 ― トリガーシンチ (傾斜修正後) 97.37±0.017 97.37±0.37
TPC ― 98.84±0.05
表A.2 宇宙線べトーカウンター全体の検出効率まとめ：評価対象に進入する宇宙線に対し てべトーカウンターで識別できた割合を示す。
図A.2 Front Veto Counterの傾斜：[左]本来の位置のFront Veto。[右]XFront Vetoの 重みで傾いてしまったFront Veto。
図A.3 Front Veto位置の修正：[左]Front Veto が傾斜し6 cmの隙間が存在した。[右] 鉄遮蔽体とFront Vetoの間に支えを挟み傾斜を修正した。
1 10 102
Cosmic Ray Direction without veto counter hit
cosθ 1
− −0.8 −0.6 −0.4 −0.2 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1
[radian]φ
0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4
Cosmic Ray Direction without veto counter hit
図A.4 環境イベントの到来方向(傾斜修正前)：cosθ =±0.7, φ= 1.2付近に上流下流の 非対称なイベントが存在する。
θ cos 1
− −0.8 −0.6 −0.4 −0.2 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1
Count
0 2 4 6 8 10 12 14 16
103
×
Upstream Downstream
Theta
[radian]
φ
0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4
Count
0 0.5 1 1.5 2 2.5 3
103
× Phi
/ ndf
χ2 23.33 / 22
Prob 0.3832
Constant 576.3 ± 36.3 Mean 0.6587 ± 0.0066 Sigma 0.08755 ± 0.00639
θ cos
0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9 1
Count
−600
−400 200
− 0 200 400 600
/ ndf
χ2 23.33 / 22
Prob 0.3832
Constant 576.3 ± 36.3 Mean 0.6587 ± 0.0066 Sigma 0.08755 ± 0.00639 Theta (Upstream - Downstream)
/ ndf
χ2 53.7 / 28
Prob 0.00243
Constant 311 ± 20.6 Mean 1.015 ± 0.020 Sigma 0.2148 ± 0.0114
[radian]
φ
0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4
Count
200
− 100
− 0 100 200 300
400 χ2 / ndf 53.7 / 28
Prob 0.00243
Constant 311 ± 20.6 Mean 1.015 ± 0.020 Sigma 0.2148 ± 0.0114 Phi (Upstream - Downstream)
図A.5 環境イベントの上流下流差(傾斜修正前)：環境イベント中の上流由来の割合1.82±0.13%
93
1 10 Cosmic Ray Direction without veto counter hit
cosθ 1
− −0.8 −0.6 −0.4 −0.2 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1
[radian]φ
0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4
Cosmic Ray Direction without veto counter hit
図A.6 環境イベントの到来方向(傾斜修正後)：cosθ =±0.7, φ= 1.2付近に上流下流の 非対称なイベントが減少した。
θ cos 1
− −0.8 −0.6 −0.4 −0.2 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1
Count
0 1 2 3 4 5
103
×
Upstream Downstream
Theta
[radian]
φ
0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4
Count
0 0.2 0.4 0.6 0.8 1
103
× Phi
/ ndf
χ2 29.61 / 22
Prob 0.1282
Constant 185 ± 42.7 Mean 0.6642 ± 0.0079 Sigma 0.03105 ± 0.00867
θ cos
0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9 1
Count
300
− 200
− 100
− 0 100 200 300 / ndf
χ2 29.61 / 22
Prob 0.1282
Constant 185 ± 42.7 Mean 0.6642 ± 0.0079 Sigma 0.03105 ± 0.00867 Theta (Upstream - Downstream)
/ ndf
χ2 43.76 / 28
Prob 0.02933
Constant −35.89 ± 1.31 Mean 1.008 ± 67.043 Sigma 0.2484 ± 1.1230
[radian]
φ
0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4
Count
150
−
−100 50
− 0 50 100 150
/ ndf
χ2 43.76 / 28
Prob 0.02933
Constant −35.89 ± 1.31 Mean 1.008 ± 67.043 Sigma 0.2484 ± 1.1230 Phi (Upstream - Downstream)
図A.7 環境イベントの上流下流差(傾斜修正後)：環境イベント中の上流由来の割合0.12±0.2%
付録 B
中性子による元素の放射化
標的核 天然同位体比[%] 吸収断面積 [barn] 生成核 崩壊モ―ド 半減期 Q value [keV]
1H 99.985 0.3326 2H stable ― ―
2H 0.015 0.000519 3H β− 12.329 y 18.6
3He 0.00014 5333 3H β− 12.329 y 18.6
4He 99.99986 0 ― ― ― ―
12C 98.9 0.00353 13C stable ― ―
13C 1.1 0.00137 14C β− 5.71×103y 156
16O 99.762 0.0001 17O stable ― ―
17O 0.038 0.236 18O stable ― ―
14C β− 5.71×103y 156
18O 0.2 0.00016 19O β− 26.464 s 4822
20Ne 90.51 0.036 21N stable ― ―
21Ne 0.27 0.67 22N stable ― ―
18O stable ― ―
22Ne 9.22 0.046 23N β− 37.24 s 4375
36Ar 0.337 5.2 37Ar E.C. 35.035 d 814
33S stable ― ―
36Cl β−(98.1%) 3.01×105y 710
36Cl β+(1.9%) 3.01×105y 120
38Ar 0.063 0.8 39Ar β− 269.2 y 565
40Ar 99.6 0.66 41Ar β− 1.827 h 2392
78Kr 0.35 6.4 79Kr β+ 1.460 d 604
75Se E.C. 119.7789 d 863
78Br β+(100%) 6.467m 2552
78Br β−(0.01%) 6.467m 727
80Kr 2.25 11.8 81Kr E.C. 2.29×105y 281
77Se stable ― ―
82Kr 11.6 29 83Kr stable ― ―
79Se β− 2.952×105y 151
83Kr 11.5 185 84Kr stable ― ―
80Se stable ― ―
84Kr 57 0.113 85Kr β− 10.7832 y 687
86Kr 17.3 0.003 87Kr β− 1.2722 y 3888
表B.1 ガス検出器に用いられる主な元素の放射化[30]
95
付録 C
元素に対する中性子吸収・散乱断面積
Sorted by Value
Neutron absorption cross section [barn]
10-4
10-3
10-2
10-1
1 10 102
103
104
105
Neutron Absorption Cross Section
O C
He
Be F
Bi Ne
Mg Pb
Si P
Zr Al
H Rb
Ca Na
S Sn
Ce Ar
Ba Zn
Nb Sr
Y N
K Ge
Mo Fe
Ru Ga
Cr Tl
Cu Ni
As Te
Sb V
Ti I
Br Pd
Th U
La Pt
Pr Se
Ra Mn
Os W
Tc Ta
Tb Xe
Kr Sc
Cs Cl
Yb Co
Nd Ag
Ho Li
Lu Am
Re Au
Tm Hf
Rh Er
Pm Np
In Pa
Hg Ir
B Dy
Cd Eu
Sm Gd
Neutron Absorption Cross Section
図C.1 中性子吸収断面積[31]：吸収断面積を小さい順に並べた。本実験でO, C, He, F, Zrが使われているのは吸収断面積が小さいためである。
Sorted by Value
Neutron scattering cross section [barn]
10-1
1 10 102
103
Neutron Scattering Cross Section
Ar
S He
Li Al
K Mn
Si In
Ne Pr
Ca Ce
Na P
Ba Cr
Mg I
Sb Cs
F Zn
O Te
Ti Pd
W Rh
Sn Ag
V B
As C
Co Mo
Br Ta
Sr Nb
Tc Tm
Zr Cd
Ru Rb
Ga Tb
Lu Be
Kr Y
Au Cu
Se Ho
Ge Er
U Am
Bi Eu
La Tl
Hf Pa
Pb Re
N Fe
Pt Rn
Ra Th
Ir Np
Os Nd
Cl Ni
Pm Yb
Sc Hg
Sm H
Dy Gd
Neutron Scattering Cross Section
図C.2 中性子散乱断面積[31]：散乱断面積を小さい順に並べた。
付録 D
異なるガス圧データの引き算
検出器のアップグレードを行った上でガス起因バックグラウンドをO(0.1)%の精度で抑え ることができなかった場合ガス圧の異なる Fill同士の引き算を行うことでガス起因バックグ ラウンドを見積もる。4.3.3節で議論したように、2つのガス圧 high (h), low (l)で取得した データに対して、個々にTime of Flightの引き算を行い
Nβh =Sβh +Bgash (D.1)
Nβl =Sβl +Bgasl (D.2)
が得られたとする。ガス起因バックグラウンドBgasはガス圧に比例する、一方Sβ はガス圧 に依らず一定であるため次式のように、
Sβl−h =Nβl − l
hNβh (D.3)
= (
Sβl +Bgasl )
− l h
(
Sβh+Bgash )
(D.4)
=Sβl − l
hSβh (D.5)
からガス起因バックグラウンドを除くことができる。この手法は現在のTPCでも実施可能で ある。2種類のガス圧のデータを取得するため測定期間は増加する。l/hの比が小さいほど統 計到達精度としては有利であるため低ガス圧での運転が望まれる。
97
謝辞
初めに、指導教員である吉岡瑞樹氏には大変お世話になり、毎週的確なアドバイスで研究を 進めていくことができました。研究室の川越清以氏、東城順治氏には学部の頃から輪講を受け 持っていただきこの分野の基礎知識と興味を養って頂きました。音野瑛俊氏による本実験の先 を見据えた助言により研究が停滞せず邁進していくことができました。中性子物理の先輩とし て松本悟氏、田中元気氏には不思議なその世界を教えていただきました。富田龍彦氏、森下彩 氏とは同じ大学の共同研究者として今後も大変お世話になることと思います。同期の住田寛樹 氏、田中聡一氏、平井寛人氏、藤山翔乃氏、長島寛征氏、長澤翼氏、高田秀佐氏は皆非常に優 秀で活発であり、真剣な議論からくだらない話まで楽しい研究生活を共に過ごすことができま した。
また、KEKの三島賢二氏、名古屋大学の北口雅暁氏には実験現場での装置の使い方などを 細やかに指導していただきました。東京大学の山田崇人氏、長倉直樹氏、家城斉氏、京都大学 の北原龍之介氏とは、共にJ-PARCに滞在し実際に現場で作業を行ったり、互いに議論を交 わすことで切磋琢磨することができました。東京大学の山下了氏、名古屋大学の清水裕彦氏、
大阪大学の嶋達志氏にはコラボレーションミーティングでの鋭い指摘によって研究がより洗練 されました。
最後に、研究の道に進むことを理解してここまで支援し育ててくださった家族と多忙な日々 を過ごしている私を支えてくれる水城英子氏に感謝致します。