スーパーカミオカンデにおける 高エネルギーニュートリノ研究

スーパーカミオカンデでの

ニュートリノ天文学

ＣＲ研 伊藤好孝

2009年11月20日

宇宙グループ研究会

宇宙線研究室（

_C

_osmic

_R

_{ay 研）}

教官 ６名 PD １名 D ８名 M ９名 P4 ６名

宇宙線…宇宙からの高エネルギー素粒子

宇宙線素粒子そのものの研究

陽子 中性子 γ線 ニュートリノ…

?

宇宙線伝播や地球への影響の研究

磁場

ガス

宇宙線を生む天体の研究 重力レンズの研究

地球環境

素粒子物理

宇宙物理

CR研での研究

・年輪中炭素１４測定 ・宇宙線による雲生成 重力マイクロレンズ観測MOA ・天体的暗黒物質 ・系外惑星 地下宇宙線実験 ・ニュートリノ ・素粒子的暗黒物質 ＬＨＣf 実験 ・宇宙線反応モデルの研究 太陽宇宙線観測 ・太陽中性子 （M１名Ｄ１名） （PD１名 Ｄ２名 Ｍ１名） （M1名Ｄ１名） （Ｄ４名 Ｍ５名） （M１名）

ニュートリノによる宇宙観測

• ニュートリノ

– 中性 – 弱い相互作用 – 寿命なし – ３種類 （ニュートリノ振動）

• 宇宙の何を見るか？＝どうやってνが出来るか？

• どうやってνを検出するか？

• 観測の実際

– 太陽ニュートリノ – 超新星爆発ニュートリノ – 高エネルギー天体からの高エネルギーニュートリノ – 暗黒物質対消滅からの高エネルギーニュートリノ – 過去の超新星爆発からの残存ニュートリノ

宇宙のν源

太陽ν 超新星ν 宇宙線陽子起源ν 過去の超新星ν p+p+p+p 4_{He +2e}-+2ν e e-_{+ p} n+ ν e γ e+ _{+ e}- ν x + νx p + p, γ + p π + X π µ + ν_µ e + ν_µ + ν_e χ+ χ W + W µ + ν_µ χ µ + ν_µ 暗黒物質起源ν MeV TeV 大気ν 加速器ν p + p π + X π µ + ν_µ e + ν_µ + ν_e GeV

Neutrino

flux

at Earth

as BG

Solar ν_e Atmospheric ν_µ B8 pp reactor ν_e SN ν @G.C. 1 10-4 10-8 104 108 1012 10-12 10-16 10-20 cm -2 sec -1 MeV -1 1 ₁₀2 ₁₀4 10-2 Eν(GeV) SK Relic SN ν Astrophysical ν WIMP ν

ニュートリノ振動の影響

Two neutrino case ν_α

( )

_ν

=

(

cosθ β sinθ - sinθ cosθ

)

ν₁ ν₂

( )

∆m 2 _{= m} 22 - m12 (eV2)

L (km): Neutrino flight length E (GeV): Neutrino energy

P(

ν

_α

→

ν

_β

) = sin

2

2

θ sin

2

(1.27

∆m

2

L/E)

十分長距離走ると、３種類の ニュートリノはほぼ同数になる。

ν

_e

:

ν

_µ

:

ν

_τ

= 1 : 2 : 0

1 : 1 : 1

sin2θ ~1 大気ニュートリノの振動： ν_µ – ν_τ 間の振動 ∆m2_{= 2.5×10}-3 _eV2_{, sin}2₂θ=1.0

Losc= ~3000km@Eν=100GeV

太陽ニュートリノの振動： ν_e – ν_µ( ν_τ) 間の振動

∆m2_=8×10-5 _eV2_{, sin}2₂θ=0.88

バックグランドニュートリノ

(主として大気ニュートリノ）をどう逃げるか？

• 方向を絞る

– 典型的角度相関 ~30度(E

_ν

~1GeV), ~1度

（E

_ν

~1TeV)

• 超高エネルギーを見る

– 大気ν ∝ E

_ν-2.7

, 宇宙線起源ν ∝ E

-2.0

_(?)

• 時間相関 （burstイベントの場合)

• エネルギー分布(WIMP対消滅の場合）

• Flavor情報 (anti-ν

_e

のみ見る、

ν

_τ

のみ見る）

Super-Kamiokande detector

42 m 39.3 m ¾ 50kt water Cherenkov ¾ 1000m underground ¾ ID viewd by 11176 PMT ¾ 2m thick OD for veto

¾ Fiducial mass 22.5kt

¾ E_th~5 MeV (~7MeV for SKII)

’96~’01 SK-I ’02~’05 SK-II

(w/ half PMTs) ’06~ SK-III

History of Super-Kamiokande detector

1996 1997 1998 1999 2000 2001 2002 2003 2004 2005 2006 2007 2008 2009 11146 ID PMTs (40% coverage) 5182 ID PMTs (19% coverage) 11129 ID PMTs (40% coverage) Energy Threshold (Total energy) (Visible energy)

SK‐I SK‐II SK‐III SK‐IV

Acrylic (front) + FRP (back)

Electronics Upgrade

SK‐I SK‐II SK‐III SK‐IV

5.0 MeV ~4.5MeV 7.0 MeV ~6.5MeV 4.5 MeV ~4.0MeV Work in progress < 4.0 MeV <~3.5MeV Target

Ring imaging Cherenkov

z ν + e Æ ν + e

ν

Neutrino telescopes in operation

Detector volume Muon effective area Super-Kamiokande 水タンク 50 kt (>5MeV) 0.0012 km2 _{(>1.7GeV) 北半球} 南極 北半球 ICECUBE （建設中） 南極氷床 ~1Gt (>100GeV) ~1km2 ANTARES （建設中） 海水 ~10Mt (>100GeV) ~0.002km2 _(>100GeV) ~0.06km2 _{(> 10}6_GeV) ANTARES ICECUBE Super-Kamiokande

高エネルギーニュートリノと核子の反応

ν – N cross section

10 -38 cm 2 / nucleon E_ν (GeV)

σ

_tot

= ~ 10

-38

cm

2

× E

_ν

/(GeV)

1 ν (@1GeV) 1×10-38 _cm2 _6×1032 _{N 3.15×10}7 _{s 190 int.}

cm2_{s nucleon kton}× × × _{year kt yr}=

ν-lepton 角度：∼ ~30度（@GeV) ~ 1度 (@TeV)

0 250 500 750 1000 10 −2 10 −1 1 10 102 103 104 105 FC ν_µ FC ν_e PC ν_µ E_ν (GeV)

SKでのνサンプルの種別

FC ν PC

Energy spectrum of ν for each event category

up-stop µ up-thru µ ν µ Through going µ Stopping µ ν µ ν µ 0.6/day

8.2/day 0.3day 1.1day

9.9x10-5 _BGν/sec

Upgoing µ

太陽νサンプル 7-20MeV

上向きミュー事象数はE

_ν

の２乗に比例

Contained : σ∝Eν V=const N_SK∝E_ν 上向き µ : σ∝Eν V∝Eν N_SK∝E_ν2

• 1 TeV ν produces up-going through µ at SK • Assuming E_µ ~1TeV, R_µ~1000m

µ

ν

1000m

Effective area S=1200m2 _{Effective target volume}

S x R_µx ρ_rock ∼ 3x1012_g

• N_SK= 10−35 (cm2)×10−7 (ν/cm2/s) ×1036 _(proton)

Two topics from

neutrino astrophysics at Super-Kamiokande

• WIMP対消滅からの上向きミューオン探索によ

る暗黒物質間接探索(Eν ~100GeV)

• 過去の超新星爆発からの残存ニュートリノ探索

(Eν~10MeV)

CR研での暗黒物質研究

WIMP対消滅からのニュートリノ探索 液体XeによるWIMP直接探索 神岡地下実験 XMASS Super-Kamiokande 直接 間接 NZ MOA1.8m望遠鏡 重力マイクロレンズによるMACHO探索

WIMP検出 直接と間接

間接検出 ニュ ート リノ 検出 反WIMP WIMP 直接検出 WIMP 反跳原子核 WIMP-核子散乱断面積（共通） 地球方向（SI） 104_-106 _m2 のν検出器 1kg Ge 検出器相当 太陽方向（SD） 10-500 m2 のν検出器 50g 水素検出器相当 M.Kamionkowski Phys.Rev.Lett.74 5174(1995)

銀河中での地球の動き

232 km/s 公転 30km/s 太陽 DARK HALO (Maxwell 分布) Ｖ_０＝220km/s Cygnus 白鳥座の方向 232 km/s 公転 30 km/s 地球の動きが暗黒物質シグナルの年変動を作る イベントレートＲ の変化 の変化 WIMPの「風」 １２月２日午前１０時の風 北東の風ほぼ水平

DAMA 再び

DAMAはLIBRA（250kg NaI) となって季節変動を追認

しかし他の実験とは矛盾している。

銀河ハロー暗黒物質対消滅or崩壊の証拠？

O.Adriani et al astro-ph0810.4995

Bergstrom, Bringmann,Edsjp astro-ph0808.3725

Boost factor ~30000 ?

PAMELA e+_/e- _{anomaly ATIC e}+ _anomaly

132GeV WIMP?

J.Chang et al, Nature 456 07477

620GeV KK DM ? Boost factor ~200 ?

銀河中心方向からのニュートリノは？ 田中トーク

10-6 10-5 10-4 10-3 10-2 10-1 1 10 10 2 10 3 10 4 10 5 10 6 10 7 0 10 20 30 40 50 60 70 80 Neutrino Energy (MeV)

Neut rin o Flux (/ cm 2 /sec / M eV)

Supernova Relic Neutrino

Supernova Relic Neutrino

（

（

SRN

SRN

）

）

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) Solar 8B (ν_e) Solar hep (ν_e) Expected SRN signal 0.8-5.0 events/year/22.5kton (10-30MeV) 0.3-1.9 events/year/22.5kton (18-30MeV) SRN (ν_e fluxes) Reactor ν (ν_e) Atmospheric ν_e Dominant interaction in SK

ν

_e

_{+ p  Æ e}

+

_+ n

SK1 DATA spectrum 0 5 10 15 20 25 30 20 30 40 50 60 70 80 SK2 DATA spectrum 0 2 4 6 8 10 12 14 16 20 30 40 50 60 70 80

Relic Search in SK

Relic Search in SK

-

-

I and SK

I and SK

-

-

II (>18

II (>18

MeV

MeV

)

)

Atmospheric ν_µ → invisible µ → decay e Atmospheric ν_e 90% CL limit of SRN Energy (MeV) Atmospheric ν_e Atmospheric ν_µ → invisible µ → decay e Spallation background

SK-I (1496days) _{SK-II(791 days)}

Events/4MeV チェレンコフ光を出さない低エネルギーミューオン （大気ニュートリノ起源）の崩壊電子がバックグランド Total background Φ_SK-I< 1.25 ν cm-2_s-1 Φ SK-II < 3.68 ν cm-2s-1

Flux limit VS predicted fluxes

Flux limit VS predicted fluxes

/cm2/sec 0 0.5 1 1.5 2 2.5 3 3.5 4 Constant SN rate (Totani et al. 1996) Totani et al. 1997 Malaney et al. 1997) Hartmann et al. 1997) Kaplinghat et al. 2004 Ando et al. 2005 Fukugita et al. 2003 Lunardini et al. 2006

SK-II limit = 3.68 /cm

2

/sec

SK-I limit = 1.25 /cm

2

/sec

Combined limit = 1.08 /cm

2

/sec

(E>18MeV)

Observation is touching on the expectations

SFR vs SK limit

GADZOOKS!

GADZOOKS!

• νe signal could be separated

from BG by neutron tagging.

•Vertex correlation: ~50cm • Load 0.2% Gd into SK water to detect gamma by neutron capture.

0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 10 15 20 25 30 35 40 45 50 relic+B.G.(inv.mu 1/5) B.G. inv.mu(1/5) atmsph.ν–_e

Visible energy (MeV)

events/10years/2MeV

With 10 years SK data:

Signal=33events, B.G.=27events

(E_vis =10-30 MeV)

Assuming 67% detection efficiency.

Assuming invisible muon B.G. can be reduced by a factor of 5 by neutron tagging. (will be checked in SK-IV by

using 2.2MeV γ) ν_e e+ p n γ Gd 8MeV

(M.Vagins and J.Beacom)

Relic model: Astropart.Phys.18, 307(2003) with flux revise in NNN05.

Summary

• スーパーカミオカンデによるニュートリノ天文学

– 100GeV以下では世界最大感度

– 優れた事象再構成能力 background rejection

• WIMP annihilation neutrino

– 低質量(<100GeV)に感度、南天（銀河中心）に感度）

– Solar WIMP annihilationは直接実験よりσ_SDでよい感度

• Relic Super Nova Diffuse neutrinos

– あとfactor 5！大気ニュートリノバックグランドを落とす。 – 中性子をタグする。Gdの添加検討